Kuiperbeltet: Forskjell mellom sideversjoner

Slettet innhold Innhold lagt til

På linje

Sideversjonen fra 30. sep. 2012 kl. 13:50

Kuiperbeltet (ˈkaɪpər), noen ganger også kalt Edgeworth-Kuiper-beltet, er en region av solsystemet utenfor planetene og som strekker seg fra Neptuns bane (ca. ved 30 AE) til ca. 50 AE fra solen.^{[L 1]} Det ligner mye på asteroidebeltet selv om det er langt større – ca. 20 ganger bredere og 20–200 ganger så massivt.^[1]^{[L 2]} Akkurat som asteroidebeltet består det hovedsakelig av smålegemer eller rester fra solsystemets dannelse. Mens de fleste av asteroidene er sammesatt av bergarter og metaller, består Kuiperbelteobjekter^[a] primært av frosne volatiler (benevnt «iser») som metan, ammoniakk og vann. Det klassiske (lavt eksentriske) beltet inneholder minst tre dvergplaneter: Pluto, Haumea og Makemake. Noen av solsystemets naturlige satellitter, slik som neptunmånen Triton og saturnmånen Phoebe, antas også å stamme fra denne regionen.^{[L 3]}^[2]

Siden beltet ble oppdaget i 1992^{[L 4]} har antallet kjente Kuiperbelteobjekter (KBOer) økt til over tusen, og det antas at det eksisterer mer enn 100 000 KBOer med en diameter på over 100 km.^[3] Kuiperbeltet var opprinnelig antatt å være stedet hvor de periodiske kometene med baner som varte over 200 år kom fra. Studier siden midten av 1990-tallet har imidlertid vist at det klassiske beltet er dynamisk stabilt, og at kometenes virkelige opprinnelsessted er den spredte skiven, en dynamisk aktiv sone som ble til på grunn av Neptuns bevegelse utover for 4,5 milliarder år siden.^{[L 5]} Objekter i den spredte skiven, slik som Eris har ekstremt eksentriske baner som tar dem så langt ut som 100 AE fra solen.^[b]

Kuiperbeltet må ikke forveksles med den hypotesiserte Oorts sky som ligger tusen ganger så langt ut. Objektene i Kuiperbeltet, sammen med medlemmene av den spredte skiven og de potensielle objektene i Oorts sky, omtales samlet som transneptunske objekter (TNO).^[5]

Pluto er det største kjente medlemmet av Kuiperbeltet, og det nest største kjente transneptunske objektet etter Eris som ligger i den spredte skiven.^[b] Pluto var opprinnelig klassifisert som en planet, men statusen som en del av Kuiperbeltet gjorde at den ble nedklassifisert til en «dvergplanet» i 2006. Sammensetningsmessig er den lik mange av de andre objektene i Kuiperbeltet, og baneperioden er karakteristisk for en klasse KBOer kjent som «plutinoer». Disse deler den samme 2:3-resonansen med Neptun. De fire aksepterte dvergplanetene utenfor Neptuns bane kalles for «plutoider» – oppkalt etter Pluto.

Historie

Siden oppdagelsen av Pluto har mange spekulert i at den kanskje ikke er alene. Regionen vi nå kaller Kuiperbeltet hadde blitt hypotesisert i ulike former i flere tiår, men det var først i 1992 at de første direkte bevisene for eksistensen ble funnet. Antallet og variteten av tidligere spekulasjoner om Kuiperbeltets natur førte til vedvarende usikkerhet om hvem som fortjente æren for først å ha foreslått det.

Hypoteser

Astronomen Gerard Kuiper, som Kuiperbeltet er oppkalt etter

Den første astronomen som foreslå eksistensen av en transneptunsk populasjon var Frederick C. Leonard. I 1930, kort tid etter Clyde Tombaughs oppdagelse av Pluto, grublet Leonard på om det «ikke var sannsynlig at ved oppdagelsen av Pluto hadde det kommet til syne det første av en rekke med ultraneptunske legemer, hvor de resterende medlemmene som fremdeles venter på å bli oppdaget til slutt vil bli det».^[6]

I 1943 hypotesiserte Kenneth Edgeworth i Journal of the British Astronomical Association at i regionen utenfor Neptun var materialet i den opprinnelige soltåken for spredt til å kondensere til planeter, og at det derfor kondenserte til en myriade av smålegemer.^{[L 7]} Han hypotesiserte også at fra tid til annen kom en av antallet «vandrere fra sin egen sfære og dukket opp som en tilfeldig besøkende i det indre solsystemet»,^{[L 8]} hvor den blir en komet.

I 1951 spekulerte Gerard Kuiper i en artikkel i publikasjonen Astrophysics i en lignende skive som ble dannet tidlig i solsystemets utvikling. Han trodde imidlertid ikke at et slikt belte eksisterte lengre. Kuiper opererte under en antakelse som var vanlig på hans tid, nemlig at Pluto var på samme størrelse som jorden, og dermed hadde spredt disse legemene utover mot Oorts sky eller ut av solsystemet. Hadde Kuipers hypotese vært riktig, ville det ikke vært noe Kuiperbelte i dag.^[7]

Denne hypotesen endret form flere ganger under de påfølgende tiårene. I 1962 postulerte fysikeren Al G.W. Cameron eksistensen av «en formidabel masse av småmaterialer i utkanten av solsystemet»,^{[L 9]} mens i 1964 trodde Fred Whipple, som hypotesiserte den berømte «skitten snøball»-hypotesen for kometstrukturer, at et «kometbelte» kunne være tilstrekkelig massivt til å forårsake de påståtte avvikene i banen til Uranus som hadde utløst letingen etter Planet X, eller i det minste påvirke banene til kjente kometer.^{[L 10]} Observasjoner utelukket imidlertid denne hypotesen.^{[L 9]}

I 1977 oppdaget Charles Kowal 2060 Chiron, en isete planetoide med en bane mellom Saturn og Uranus. Han brukte et blinkmikroskop – samme verktøy som gjorde det mulig for Clyde Tombaugh å oppdage Pluto nesten 50 år tidligere.^{[L 11]} I 1952 ble et annet objekt, 5145 Pholus, oppdaget i en lignende bane.^{[L 12]} I dag er det kjent at en hel populasjon av kometlignende legemer, kentaurer, eksisterer i regionen mellom Jupiter og Neptun. Kentaurenes bane er ustabile og dynamiske levetider på et par millioner år.^{[L 13]} Etter oppdagelsen av Chiron spekulerte astronomer i at de derfor måtte regelmessig etterfylles fra et slags ytre reservoar.^{[L 14]}

Ytterligere bevis for beltets eksistens dukket senere opp fra studier av kometer. At kometer har begrensede livsløp har vært kjent i noen tid. Etter hvert som de nærmer seg solen, fører varmen til at den volatile oferflaten sublimerer ut i rommet og de blir gradvis «spist» opp. For at kometene fortsatt skal kunne være synlige gjennom solsystemets tidsalder, må de jevnlig etterfylles.^{[L 15]} Et slikt område for etterfylling er Oorts sky, den sfæriske svemren av kometer som strekker seg utover 50 000 AE fra solen og som først ble hypotesisert av Jan Oort i 1950.^{[L 16]} Dette området antas å være utgangspunktet for langperiodiske kometer, som Hale–Bopp, med baner som varer i tusenvis av år.

Det finnes imidlertid en annen popuasjon av kometer, kjent som kort-periodiske eller periodiske kometer; de med baner som varer mindre enn 200 år, slik som Halley. Før 1970-tallet hadde hyppigheten av oppdagede kortperiodiske kometer blitt økende ukonsistent med de som kom utelukkende fra Oorts sky.^{[L 17]} For at et objekt i Oorts sky skal kunne bli en kortperiodisk komet må det først bli fannget av gasskjempene. I 1980 konstaterte Julio Fernández i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society at for hver kortperiodiske komet som ble sendt fra Oorts sky og inn i det indre solsystemet, ville 600 bli slynget ut i det interstellare rommet. Han spekulerte også i at et kometbelte fra 35–50 AE måtte eksistere for å kunne gjøre rede for antall observerte kometer.^{[L 18]}

I oppfølgingen av Fernández' arbeid kjørte et canadisk lag bestående av Martin Duncan, Tom Quinn og Scott Tremaine i 1988 et antall datasimuleringer for å fastslå om alle observerte kometer kunne ha kmmet fra Oorts sky. De fant at Oorts sky ikke kunne stå for alle kortperiodiske komter, spesielt siden kortperiodiske komter er samlet næmere planet til solsystemet mens kometer fra Oorts sky synes å komme fra et hvilket som helst punkt i skyen. Ved å legge til et belte slik Fernández beskrev det, fikk de simuleringene til å stemme overens med observasjonene.^{[L 19]} Regionen fikk angivelig navnet «Kuiperbeltet» fordi ordene «Kuiper» og «kometbelte» stod i åpningssetningen av Fernández verk.^{[L 20]}

Oppdagelse

Rekken av teleskoper på topen av Mauna Kea, som Kuiperbeltet ble oppdaget med

I 1987 ble astronomen David C. Jewitt, som da jobbet ved Massachusetts Institute of Technology, stadig mer forbauset over «det tilsynelatende tomrommet i det ytre solsystemet.»^{[L 4]} Han oppfordret da studenten Jane Luu til å hjelpe ham med å lokalisere et annet objekt utenfor Pluto, fordi, som han sa til henne, «hvis vi ikke gjør det, vil ingen andre gjøre det.»^{[L 21]} Jewitt og Luu brukte teleskopetne ved Kitt Peak National Observatory i Arizona og Cerro Tololo Inter-American Observatory i Chile for å gjennomføre søkene. Disse ble gjennomført mye på samme måte som Clyde Tombaugh og Charles Kowal hadde gjort – med et blinkmikroskop.^{[L 21]}

I utgangspunktet tok undersøkelsen av hvert par av plater ca. åtte timer,^{[L 22]} men prosessen ble gjort raskere da CCD-brikkene kom. Selv om synsfeltene til brikkene var smalere, var de mer effektive til å samle lys. De beholdt 90 % av alt lyset som traff dem i motsetning til 10 % for fotografier, og de gjorde det også mulig å gjennomføre prosessen virituelt på en dataskjerm. I dag danner CCD-brikker basisen for de fleste astronoiske detektorene.^{[L 23]} I 1988 flyttet Jewitt til astronomiinstituttet ved University of Hawaii. Luu sluttet seg senere til samme institutt og fortsatte å jobbe med Jewitt ved det 2,24 m store teleskopet på Mauna Kea.^{[L 24]}

Etter hvert ble synsfeltet for CCD-brikken økt til 1024×1024 piksler, og det gjorde det mulig å gjennomføre søkende enda raskere.^{[L 25]} Etter fem år med leting annonserte Jewitt og Luu «oppdagelsen av Kuiperlegeme-kandidaten» (15760) 1992 QB₁.^{[L 4]} Seks måneder senere oppdaget de et annet objekt i samme region, (181708) 1993 FW.^{[L 26]}

Studier siden den transneptunske regionen først ble kartlagt har vist at regionen som nå kalles Kuiperbeltet ikke er opprinnelsesstedet for kortperiodiske kometer, men at de i stedet kan komme fra en tillenket populasjon kalt den spredte skiven. Den spredte skiven ble til når Neptun migrerte utover og inn i proto-Kuiperbeltet som på den tiden lå my nærmere solen. I kjølvannet ble det etterlatt en populasjon av dynamisk stabile objekter som alldri kunne bli påvirket av dens bane (Kuiperbeltet), og en populasjon hvis perihelium er tilstrekkelig nær til at Neptun fortsatt kan forrstyrre dem i sin bane rundt solen (den spredte skiven). Fordi den spredte skiven er dynamisk aktiv og Kuiperbeltet er relativt dynamsik stabilt, anses den spredte skiven nå som det sannsynlige opphavsstedet til periodiske kometer.^{[L 5]}

Navn

Astronomer bruker noen ganger det alternative navnet Edgeworth-Kuiper-beltet for å kreditere Edgeworth, og KBOer blir noen ganger referert til som EKOer. Brian Marsden hevder imidlertid at ingen av dem fortjener den fulle krediteringen: «verken Edgeworth eller Kuiper skrev noe i nærheten av det vi ser i dag, men det gjorde Fred Whipple»^{[L 27]} Motsatt kommenterer David Jewitt at «Hvis noe ... Fernandez ligger nærmest i å fortjene krediteringen for å forutsi Kuiperbeltet.»^[7] Begrepet transneptunske objekter (TNO) anbefales brukt for objekter i Kuiperbeltet av flere vitenskapsgrupper fordi begrepet er mindre kontroversielt enn alle de andre – det er dog ikke et synonym siden TNOer inkluderer alle objektene som går i bane rundt solen utenfor Neptun og ikke bare de i Kuiperbeltet.

Opprinnelse

Simulering som viser de ytre planetene og Kuiperbeltet: a) før Jupiter/Saturns 2:1-resonans, b) spredningen av Kuiperbelteobjekter inn i solsystemet etter Neptuns baneendring, c) etter Jupiters utkasting av Kuiperbelteobjekter

Den nøyaktige opprinnelsen til Kuiperbeltet og den komplekse strukturen er fortsatt uklar, og astronomer avventer fullføringen av flere teleskopundersøkelser som Pan-STARRS og det fremtidige LSST som kan avsløre mange ukjente Kuiperbelteobjekter. Disse målingene vil gi data som kan bidra til å gi svar på disse spørsmålene.^[1]

Kuiperbeltet antas å bestå av planetesimaler; fragmenter fra den opprinnelige protoplanetariske skiven rundt solen som ikke lyktes i å koalisere til planeter, og som i stedet ble samlet til mindre legemer – de største mindre enn 3 000 km i diameter.

Moderne datasimuleringer viser at Kuiperbeltet må ha vært sterkt påvirket av Jupiter og Neptun. De antyder også at verken Uranus og Neptun kan ha blitt dannet i sine nåværende posisjoner siden alt for lite av den opprinnelige massen eksisterte så langt ut til at objekter av den størrelsen kan ha blitt dannet. I stedet antas det at disse planetene ble dannet nærmere Jupiter. Spredningen av planetesimaler tidlig i solsystemets historie førte til en vandring for banene til gasskjempene; Saturn, Uranus og Neptun vandret utover mens Juipter vandret innover.

Til slutt nådde banene et punkt hvor Jupiter og Saturn kom i en 2:1-resonans; Jupiter gikk i bane rundt solen to ganger hvor hvert omløp Saturn fullførte. Konsekvensene av gravitasjonskreftene ved en slik resonans forstyrret til slutt banenen til Uranus og Neptun, og de forårsaket at Neptuns bane ble mer eksentrisk og beveget seg utover og inn i den opprinnelige skiven av planetesimaler. Dette gjorde at skiven ble sendt inn i midlertidig kaos.^[8]^{[L 28]}^{[L 29]} Etter hvert som Neptuns bane utvidet seg, spredte den mange transneptunske plaentesimaler til høyere og mer eksentriske baner.^{[L 30]} Langt flere ble spredt innover, ofte forå å bli spredt igjen og i noen tilfeller slynget ut av Jupiter. Prosessen antas å ha redusert polulasjonen i det opprinnelige Kuiperbeltet med 99 % eller mer og å ha endret fordelingen av de overlevende medelemmene utover.^{[L 29]}

Den mest populære nåværende modellen, «Nice-modellen», mangler imidlertid å kunne gjøre rede for noen av egenskapene ved fordelingen, og en av de vitenskapelige artiklene^{[L 31]} sier at problemene «fortsetter å utforde analytiske teknikker og den raskeste numeriske modelleringsmaskivaren og programvaren». Modellen forutsier en høyere gjennomsnittlig eksentrisitet i banene til klassiske Kuiperbelteobjekter enn det som er observert (0,1–0,13 mot 0,07).^{[L 29]} Hyppigheten av koblede objekter, hvor av mange er langt fra og løst tilknyttet hverandre, utgjør også et problem for modellen.^{[L 32]}

Struktur

Støv i Kuiperbeltet skaper en svak infrarød skive.

I sin fulle utstrekning, inkludert de omkringliggende regionene, strekker Kuiperbeltet seg fra rundt 30–55 AE. Det er imidlertid generelt akseptert at hoveddelen av beltet strekker seg fra 2:3-resonansen (se under) ved 39,5 AE og ut til 1:2-resonansen ved omtrent 48 AE.^{[L 33]} Kuiperbeltet er relativt tykt. Hovedkonsentrasjonen strekker seg så mye som ti grader på utsiden av det ekliptiske planet og en mer diffus fordeling av objekter strekker seg flere ganger så langt. Alt i alt ligner beltet mer på en torus eller smultring enn et belte.^{[L 34]} Den gjennomsnittlige posisjonen er inklinert mot ekliptikken med 1,86 grader.^{[L 35]}

Tilstederværelsen av Neptun har en betydelig effekt på Kuiperbeltets struktur på grunn av baneresonanser. Over en tidsskala sammenlignbar med alderen av solsystemet destabiliserer Neptuns gravitasjon banene til alle objekter som tilfeldigvis ligger i visse regioner. Disse blir enten sent inn i det indre solsystemet eller ut i den spredte skiven eller interstellare rom. Dette fører til at Kuiperbeltet har et uttalt hull i sin nåværende form, tilsvarende Kirkwoodgapet i asteroidebeltet. I regionen fra 40–42 AE, for eksempel, kan ingen objekter beholde en stabil bane over slike tidsskalaer, og ethvert objekt som observeres i den regionen kan ha vandret dit relativt nylig.^[9]

Klassisk belte

Utdypende artikkel: Cubewano

Mellom 2:3- og 1:2-resonansene med Neptun, omtrent 42–48 AE, er den gravitasjonelle påvirkningen fra Neptun neglisjerbar. I dette området kan legemer eksistere med tilnærmet uforstyrrede baner. Regionen er kjent som klassiske Kuiperbelteobjekter og den utgjør omtrent to tredjedeler av de observerte Kuiperbelteobjektene som er observert.^[10]^[11] Siden det første moderne Kuiperbelteobjektet som ble oppdaget – (15760) 1992 QB₁ – anses som en prototype for denne gruppen, kalles ofte klassiske Kuiperbelteobjekter for cubewanoer (engelsk: cubewanos – «Q-B-1-os»).^{[L 36]}^{[L 37]} Retningslinjer etablert av Den internasjonale astronomiske union (IAU) krever at klassiske Kuiperbelteobjekter gis navn av mytologiske vesenr forbindet med skapelsen.^[12]

Det klassiske Kuiperbeltet synes å være en sammensetning av to separate populasjoner. Den første, kjent som den «dynamisk kalde» populasjonen, har baner som ligner mye på planetenes; nesten sirkulære, med en baneeksentrisitet på mindre enn 0,1 og med relativt lave inklinasjoner opp til ca.a 10° (de ligger nær solsystemets plan snarere enn ved en vinkel). Den andre gruppen, den «dynamisk varme» populasjonen, har baner som er mye mer inklinert mot ekliptikken, med opp mot 30°.

Navnene på de to populasjonene kommer ikke bare av en stor forskjell i temperatur, men fra en analog til partikler i en gass som øker den relative hastigheten når de blir varmet opp.^{[L 38]} I tillegg til å ha ulike baner har de også ulike farger; den kalde populasjonen er markert rødere enn den varme. Hvis dette er en refleksjon av ullke sammensetninger, antyder det at de ble dannet i ulike regioner. Den varme populasjonen antas å ha blitt dannet nær Jupiter, og å ha blitt slynget ut av bevegelser blandt gasskjempene. Den kalde populasjonen deromot, har blitt foreslått å ha blitt danet mer eller mindre i sin nåværende posisjon. Den kan imidlertid også ha blitt slynget utover av Neptun da den vandret utover,^[1]^{[L 39]} spesielt hvis Neptuns eksentrisitet ble forbigående økt.^{[L 29]} Mens Nice-modellen tilsynelatende i det minste er delvis i stand til å forklare en ulik sammensetning, har det også blitt foreslått at fargeforskjellen kan reflektere ulikeheter i overflateutviklingen.^{[L 29]}

Resonanser

Utdypende artikkel: Resonante transneptunske objekt

Når et objekts omløpsperiode er i et nøyaktig forhold med Neptuns – en situasjon kalt en baneresonans – kan den bli låst i en synkronisert bevegelse med Neptun, og på den måten unngå å bli perturbert bort hvis de relative tilpasningene er passende. Hvis for eksempel et objekt er i akkurat den rette typen bane, slik at den går to omløp rundt solen hvor hvert tredje omløp Neptun fullfører, og hvis den når perihelium med Neptun et kvart omløp unna, vil Neptun alltid være i omtrent den samme relative posisjonen som den begynte når det returnerer til perihelium. Dette fordi Neptun vil ha fullført 1½ bane på samme tid. Dette er kjent som en 2:3-resonans (eller 3:2) og tilsvarer en karakteristisk store halvakse på ca. 39,4 AE. Omtrent 200 kjente objekter befinner seg i denne 2:3-resonansen,^[13] deriblant Pluto og dens måner, og gruppen er kjent som plutinoer.

Mange plutinoer, inkludert Pluto, har baner som krysser banen til Neptuns, selv om baneresonansen betyr at de aldri kan kollidere. Plutinoene har høye baneeksentrisiteter, noe som antyder at de ikke stammer fra det området hvor de er i dag, men at de i stedet ble ble sendt dit på grunn av Neptuns vandring.^{[L 40]} IAUs retningslinjer sier at alle plutinoer må, akkurat som Pluto, oppkalles etter guddommer fra underverdenen.^[12] 1:2-resonansen – de objektene som fullfører et halvt omløp hvor hvert omløp Neptun fullfører – tilsvarer en store halvakse på 47,7 AE og er en tynn populasjon.^[14] Objektene ved denne resonansen refereres noen ganger til som twotinoer. Andre resonanser eksisterer også ved 3:4, 3:5, 4:7 og 2:5.^{[L 41]} Neptun har et antall trojanske objekter som okkuperer lagrange-punktene L₄ og L₅; gravitasjonelt stabile regioner ligger både foran og bak i Neptuns bane. Neptuntrojanere beskrives ofte å være i en 1:1-resonans med Neptun, og har typisk svært stabile baner.

I tillegg er det et relativt fravær av objekter med en store halvakse under 39 AE som tilsynelatende ikke kan forklares av de nåværende resonansene. Den gjeldende aksepterte hypotesen for dette er at når Neptun vandret utover, forflyttet ustabilde baneresonanser seg gradvis gjennom denne regionen. Alle objekter i denne regonen ble da fanget opp eller gravitasjonelt kastet ut av den.^{[L 42]}

Sammensetning

Studier av Kuiperbeltet siden oppdagelsen har generelt indikert at medlemmene primært består av iser – en blanding av lette hydrokarboner (som metan), ammoniakk og vannis.^{[L 43]} Dette er en sammensetning de har til felles med kometer.^{[L 44]} Den lave tettheten som er observert i de Kuiperbelteobjektene som har en kjent diameter (mindre enn 1 g/cm^-3), samsvarer med en isete sammensetning.^{[L 43]} Temperaturen i beltet er bare ca. 50 K,^[15] så mange sammensetninger som ville vært gasser nærmere solen forblir faste i Kuiperbeltet.

På grunn av de små størrelsene og ekstreme avstand fra jorden, er den kjemiske sammensetningen av objektene svært vanskelig å fastslå. Den prinsipielle metoden som astronomer fastslår sammensetninger med er spektroskopi. Når et objekts lys brytes i sammensetningenes farger, dannes et regnbuelignende bilde. Dette bildet kalles spektrum. Ulike substanser absorberer lys ved forskjellige bølgelengder, og når spekteret for et bestemt objekt kommer frem vises mørke linjer (kalt absorpsjonslinjer) der hvor substansen i det har absorbert den bestemte bølgelengden av lys. Hvert grunnstoff eller forbindelse har sin egen unike spektroskopiske signatur, og ved å lese et objekts fulle spektrale «fingeravtrykk» kan astronomer finne ut hva det er laget av.

I utgangspunktet var slike analyser av Kuiperbelteobjekter umulige, så astronomer var bare i stand til å fastslå de mest grunnleggende fakta om sammensetning, primært fargen.^[16] Disse første dataene viste et bedt spekter av farger blant Kuiperbelteobjektene, fra nøytralt grå til dyp rødt.^{[L 45]} Dette antydet at overflatene var sammensatt av et bredt spekter av forbindelser, fra skitne iser til hydrokarboner.^{[L 45]} Dette mangfoldet var oppsiktsvekkende, siden astronomer hadde forventet at Kuiperbelteobjektene ville være jevnt over mørke etter å ha mistet det meste av volatile iser på grunn av effekten av kosmisk stråling.^{[L 46]} Forskjellige løsninger ble foreslått for dette avviket, inkludert fornyede overflater etter nedslag og uttømming av gasser.^[16] Jewitt og Luus spektralanalyser av kjente Kuiperbelteobjekter i 2001 fant imidlertid at variasjonen av farger var for ekstrem til at den kunne enkelt forklares med tilfeldige nedslag.^{[L 47]}

Selv om de fleste Kuiperbelteobjekter i dag forsatt fremstår uten spektralt særpreg på grunn av mattheten, har det vært en rekke vellykkede forsøk i å fastsette sammensetningene.^[15] I 1996 innhentet Robert H. Brown spektroskopiske data for Kuiperbelteobjektet 1993 SC. Disse avslørte at overflatesammensetningen var markant lik Plutos, så vel som Neptuns måne Triton, med store mengder av metanis.^{[L 48]}

Noter og referanser

Noter

^ Noen ganger også kalt Kuiperoider, et navn foreslått av Clyde Tombaugh som en analog til asteroider.
^ ^a ^b Litteraturen er inkonsekvent i bruken av begrepene «den spredte skiven» og «Kuiperbeltet». For noen er de distinkte populasjoner, for andre er den spredte skiven en del av Kuiperbeltet. Forfatter kan også bytte mellom disse to brukene i en og samme publikasjon.^{[L 6]} Fordi Den internasjonale astronomiske unions Minor Planet Center – organet som er ansvarlig for katalogiseringen av småplaneter i solsystemet – har dette skillet,^[4] bruker Wikipedia-artikler om den transneptunske regionen også dette skillet. Dette valget betyr at på Wikipedia er Eris, det største kjente transneptunske objektet, ikke en del av Kuiperbeltet, og dermed er Pluto det største objektet i Kuiperbeltet.

Litteraturhenvisninger

^ Stern (1997), s. 879–882
^ Krasinsky (2002), s. 98–105
^ Johnson (2005), s. 69–71
^ ^a ^b ^c Jewitt (1993), s. 730
^ ^a ^b Levison (2007), s. 575–588
^ Weissman (2007), s. 584
^ Davies (2001), s. xii
^ Davies (2001), s. 2
^ ^a ^b Davies (2001), s. 14
^ Rao (1964), s. 771
^ Kowal (1977), s. 245
^ Scotti (1992), s. 1
^ Horner (2004), s. 798–810
^ Davies (2001), s. 38
^ Jewitt (2002), s. 1 039–1 049
^ Oort (1950), s. 91
^ Davies (2001), s. 39
^ Fernández (1980), s. 481
^ Duncan (1988), s. L69
^ Davies (2001), s. 191
^ ^a ^b Davies (2001), s. 50
^ Davies (2001), s. 51
^ Davies (2001), s. 52, 54 og 56
^ Davies (2001), s. 57 og 62
^ Davies (2001), s. 65
^ Marsden (1993), s. 1
^ Davies (2001), s. 199
^ Tsiganis (2005), s. 459–461
^ ^a ^b ^c ^d ^e Levison (2008), s. 258–273
^ Thommes (2002), s. 2 862
^ Malhotra (1994), s. 289
^ Lovett (2010)
^ De Sanctis (2001), s. 2 792–2 799
^ Trujillo (2003), s. 424–431
^ Brown (2004), s. 2 418–2 423
^ Murdin (2000)
^ Elliot (2005), s. 1 117–1 162
^ Levison (2003), s. 419–421
^ Morbidelli (2005)
^ Chiang (2003), s. 430–443
^ Davies (2001), s. 104
^ Davies (2001), s. 107
^ ^a ^b Tegler (2007), s. 605–620
^ Altwegg (1999), s. 3
^ ^a ^b Jewitt (1998), s. 1 667
^ Davies (2001), s. 118
^ Jewitt (2001), s. 2 099
^ Brown (1997), s. 937–939

Øvrige referanser

^ ^a ^b ^c Audrey Delsanti and David Jewitt. «The Solar System Beyond The Planets» (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 25. september 2007. Besøkt 16. september 2012.
^ Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton (2006). «Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter» (PDF). Nature (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 21. juni 2007. Besøkt 16. september 2012.
^ «The PI's Perspective» (engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 16. september 2012. Besøkt 16. september 2012.
^ IAU: Minor Planet Center (3. januar 2011). «List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects» (engelsk). Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Arkivert fra originalen 25. juli 2011. Besøkt 16. september 2012.
^ Faure, Gérard (2004). «Description of the System of Asteroids as of May 20, 2004» (engelsk). Arkivert fra originalen 29. mai 2007. Besøkt 16. september 2012.
^ «What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?)». International Comet Quarterly (engelsk). Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 16. september 2012.
^ ^a ^b David Jewitt. «WHY "KUIPER" BELT?» (engelsk). University of Hawaii. Arkivert fra originalen 16. juli 2011. Besøkt 16. september 2012.
^ Hansen, K. (7. juni 2005). «Orbital shuffle for early solar system». Geotimes (engelsk). Arkivert fra originalen 27. september 2007. Besøkt 19. september 2012.
^ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro Morbidelli; Valsecchi, Giovanni B. (1998). «Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 9. august 2007. Besøkt 19. september 2012.
^ Lunine, J. (2003). «The Kuiper Belt» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 9. august 2007. Besøkt 19. september 2012.
^ Jewitt, D.C. (2000). «Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs)» (engelsk). Arkivert fra originalen 9. juni 2007. Besøkt 19. september 2012.
^ ^a ^b «Naming of Astronomical Objects: Minor Planets» (engelsk). Den internasjonale astronomiske union. Arkivert fra originalen 16. desember 2008. Besøkt 19. september 2012.
^ «List Of Transneptunian Objects» (engelsk). Minor Planet Center. Arkivert fra originalen 27. august 2010. Besøkt 20. september 2012.
^ Johnston, Wm. Robert (2007). «Trans-Neptunian Objects» (engelsk). Arkivert fra originalen 10. juli 2007. Besøkt 20. september 2012.
^ ^a ^b Jewitt, David C.; Luu, Jane. «Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 21. juni 2007. Besøkt 30. september 2012. Parameteren |åt= støttes ikke av malen. (hjelp)
^ ^a ^b Dave Jewitt (2004). «Surfaces of Kuiper Belt Objects». University of Hawaii (engelsk). Arkivert fra originalen 9. juni 2007. Besøkt 30. september 2012.

Litteratur

Artikler

Mal:Refstart

Altwegg, K.; Balsiger, H.; Geiss, J. (1999). Space Science Reviews (engelsk). 90. Bibcode:1999SSRv...90....3A. doi:10.1023/A:1005256607402. Manglende eller tom |tittel= (hjelp)
Brown, R; Cruikshank, D.P.; Pendleton, Y.; Veeder, G.J. (1997). «Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC». Science (engelsk). 276 (5314). Bibcode:1997Sci...276..937B. PMID 9163038. doi:10.1126/science.276.5314.937.
Brown, Mike; Pan, Margaret (2004). «The Plane of the Kuiper Belt». The Astronomical Journal (engelsk). 127 (4). Bibcode:2004AJ....127.2418B. doi:10.1086/382515.
Chiang; Jordan, A.B; Millis, R.L.; Buie, M.W.; Wasserman, L.H.; Elliot, J.L.; Kern, S.D.; Trilling, D.E.; Meech, K.J. (2003). «Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances». The Astronomical Journal (engelsk). 126 (1). Bibcode:2003AJ....126..430C. arXiv:astro-ph/0301458 . doi:10.1086/375207.
De Sanctis, M.C.; Capria, M.T.; Coradini, A (2001). «Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects». The Astronomical Journal (engelsk). 121 (5). Bibcode:2001AJ....121.2792D. doi:10.1086/320385.
Duncan, M.; Quinn, T.; Tremaine, S. (1988). «The origin of short-period comets». Astrophysical Journal (engelsk). 328. Bibcode:1988ApJ...328L..69D. doi:10.1086/185162.
Elliot, J.L. (2005). «The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population» (PDF). The Astronomical Journal (engelsk). 129. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395.
Fernández, J.A. (1980). «On the existence of a comet belt beyond Neptune». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 192. Bibcode:1980MNRAS.192..481F.
Horner, J.; Evans, N.W.; Bailey, M.E. (2004). «Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics». MNRAS (engelsk). 354 (3). Bibcode:2004MNRAS.354..798H. arXiv:astro-ph/0407400 . doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x.
Jewitt, David; Luu, Jane (1993). «Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1». Nature (engelsk). 362 (6422). Bibcode:1993Natur.362..730J. doi:10.1038/362730a0.
Jewitt, David; Luu, Jane (1998). «Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt». The Astronomical Journal (engelsk). 115 (4). Bibcode:1998AJ....115.1667J. doi:10.1086/300299.
Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2001). «Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects». The Astronomical Journal (engelsk). 122 (4). Bibcode:2001AJ....122.2099J. arXiv:astro-ph/0107277 . doi:10.1086/323304.
Jewitt, David (2002). «From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter». The Astronomical Journal (engelsk). 123 (2). Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692.
Johnson, Torrence V.; Lunine, Jonathan I. (2005). «Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System». Nature (engelsk). 435. PMID 15875015.
Kowal, C.T.; Liller, W.; Marsden, B.G. (1977). «The discovery and orbit of /2060/ Chiron». In: Dynamics of the solar system; Proceedings of the Symposium (engelsk). 81. Bibcode:1979IAUS...81..245K.
Krasinsky, G.A.;Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M.V.; Yagudina, E.I. (2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus (engelsk). 158 (1). Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837.
Levison, H.F.; Morbidelli, A. (2003). «The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration». Nature (engelsk). 426 (6965). PMID 14647375. doi:10.1038/nature02120.
Levison, H.F.; Morbidelli, A; Van Laerhoven, C.; Gomes, R. (2008). «Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune». Icarus (engelsk). 196 (1). Bibcode:2008Icar..196..258L. arXiv:0712.0553 . doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035.
Lovett, R. (2010). «Kuiper Belt may be born of collisions». Nature (engelsk). doi:10.1038/news.2010.522.
Malhotra, R. (1994). «Nonlinear Resonances in the Solar System». Physica D (engelsk). 77. Bibcode:1994PhyD...77..289M. arXiv:chao-dyn/9406004 . doi:10.1016/0167-2789(94)90141-4.
Marsden, B.S.; Jewitt, D.; Marsdden, B.G. (1993). «1993 FW». IAU Circ. (engelsk). 5730. Bibcode:1993IAUC.5730....1L.
Morbidelli, A. (2005). «Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs». arXiv:astro-ph/0512256 [astro-ph].
Murdin, P. (2000). «The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics» (engelsk). Bibcode:2000eaa..bookE5403.. doi:10.1888/0333750888/5403.
Oort, J.H. (1950). «The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin». Bull. Astron. Inst. Neth. (engelsk). 11. Bibcode:1950BAN....11...91O.
Rao, M.M. (1964). «Decomposition of Vector Measures» (PDF). Proceedings of the National Academy of Sciences (engelsk). 51 (5). Bibcode:1964PNAS...51..771R. doi:10.1073/pnas.51.5.771.
Scotti, J.V.; Rabinowitz, D.L.; Shoemaker, C.S.; Shoemaker, E.M.; Levy, D.H.; King, T.M.; Helin, E.F.; Alu, J.; Lawrence, K.; McNaught, R.H.; Frederick, L.; Tholen, D.; Mueller, B.E.A. (1992). «1992 AD». IAU Circ. (engelsk). 5434. Bibcode:1992IAUC.5434....1S.
Stern, Alan; Colwell, Joshua E. (1997). «Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap». The Astrophysical Journal (engelsk). 490 (2). Bibcode:1997ApJ...490..879S. doi:10.1086/304912.
Thommes, E.W:; Duncan, M.J.; Levison, H.F. (2002). «The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn». The Astronomical Journal (engelsk). 123 (5). Bibcode:2002AJ....123.2862T. arXiv:astro-ph/0111290 . doi:10.1086/339975.
Trujillo, C.A. (2003). «Discovering the Edge of the Solar System». American Scientists (engelsk). 91 (5). doi:10.1511/2003.5.424.
Tsiganis, K.; Gomes, R.; Morbidelli, A.; Levison, H.F. (2005). «Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System». Nature (engelsk). 435 (7041). Bibcode:2005Natur.435..459T. PMID 15917800. doi:10.1038/nature03539.

Mal:Refslutt

Bøker

Mal:Refstart

Davies, John (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system (engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0521800196.
Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics». I McFadden, Lucy Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. Encyclopedia of the Solar System (engelsk) (2 utg.). Academic Press. ISBN 0-12-088589-1.
Tegler, Stephen C. (2007). «Kuiper Belt Objects: Physical Studies». I McFadden, Lucy-Ann. Encyclopedia of the Solar System (engelsk).
Weissman, Paul; Johnson, Torrence (2007). Encyclopedia of the solar system (engelsk). Academic Press. ISBN 0-12-088589-1.

Mal:Refslutt

Eksterne lenker og datakilder

Mal:Commons5

	Portal:space
	Portal:Portal:Astronomi

Informasjon om Kuiper-legemer fra De ni planetene
(engelsk) Informasjon om New Horizons-prosjektet
(engelsk) MPCs liste over trans-neptunske objekter
(engelsk) Dave Jewitt's page @ UCLA
- (engelsk) The belt's name
(engelsk) Ice Hunters
(engelsk) List of short period comets by family
(engelsk) Kuiper Belt Profile av NASA's Solar System Exploration
(engelsk) The Kuiper Belt Electronic Newsletter
(engelsk) Wm. Robert Johnston's TNO page
(engelsk) Minor Planet Center: Plot of the Outer Solar System, illustrasjon av Kuipergapet
(engelsk) Website of the International Astronomical Union, debatt om TNOenes status
(engelsk) XXVIth General Assembly 2006
(engelsk) nature.com article: diagram displaying inner solar system, Kuiper Belt, and Oort Cloud, hentet fra Alan Stern (2003). «The evolution of comets in the Oort cloud and Kuiper belt». Nature. 424 (6949): 639–42. PMID 12904784. doi:10.1038/nature01725.
(engelsk) Discovery Hints at a Quadrillion Space Rocks Beyond Neptune
(engelsk) The Outer Solar System Astronomy Cast episode nr. 64, inkludert full transkripsjon.
(engelsk) The Kuiper belt hos 365daysofastronomy.org

[Transneptunske_dvergplaneter-1] Transneptunske dvergplaneter kalles «plutoider»

["Kuiperoider-5] Noen ganger også kalt Kuiperoider, et navn foreslått av Clyde Tombaugh som en analog til asteroider.

[inkonsekvens-13] Litteraturen er inkonsekvent i bruken av begrepene «den spredte skiven» og «Kuiperbeltet». For noen er de distinkte populasjoner, for andre er den spredte skiven en del av Kuiperbeltet. Forfatter kan også bytte mellom disse to brukene i en og samme publikasjon.^{[L 6]} Fordi Den internasjonale astronomiske unions Minor Planet Center – organet som er ansvarlig for katalogiseringen av småplaneter i solsystemet – har dette skillet,^[4] bruker Wikipedia-artikler om den transneptunske regionen også dette skillet. Dette valget betyr at på Wikipedia er Eris, det største kjente transneptunske objektet, ikke en del av Kuiperbeltet, og dermed er Pluto det største objektet i Kuiperbeltet.

[Stern1997-2] Stern (1997), s. 879–882

[Krasinsky2002-4] Krasinsky (2002), s. 98–105

[Johnson2005-6] Johnson (2005), s. 69–71

[Jewitt1993-8] Jewitt (1993), s. 730

[Levison2007-10] Levison (2007), s. 575–588

[Weissman2007-11] Weissman (2007), s. 584

[Davies2001-16] Davies (2001), s. xii

[Davies2001_2-17] Davies (2001), s. 2

[Davies2001_14-19] Davies (2001), s. 14

[Rao1964-20] Rao (1964), s. 771

[Kowal1977-21] Kowal (1977), s. 245

[Scotti1992-22] Scotti (1992), s. 1

[Horner2004-23] Horner (2004), s. 798–810

[Davies2001_38-24] Davies (2001), s. 38

[Jewitt2002-25] Jewitt (2002), s. 1 039–1 049

[Oort1950-26] Oort (1950), s. 91

[Davies2001_39-27] Davies (2001), s. 39

[Fernández1980-28] Fernández (1980), s. 481

[Duncan1988-29] Duncan (1988), s. L69

[Davies2001_191-30] Davies (2001), s. 191

[Davies2001_50-31] Davies (2001), s. 50

[Davies2001_51-32] Davies (2001), s. 51

[Davies2001_52-54-56-33] Davies (2001), s. 52, 54 og 56

[Davies2001_57-62-34] Davies (2001), s. 57 og 62

[Davies2001_65-35] Davies (2001), s. 65

[Marsden1993-36] Marsden (1993), s. 1

[Davies2001_199-37] Davies (2001), s. 199

[Tsiganis2005-39] Tsiganis (2005), s. 459–461

[Levison2008-40] Levison (2008), s. 258–273

[Thommes2002-41] Thommes (2002), s. 2 862

[Malhotra1994-42] Malhotra (1994), s. 289

[Lovett2010-43] Lovett (2010)

[De_Sanctis2001-44] De Sanctis (2001), s. 2 792–2 799

[Trujillo2003-45] Trujillo (2003), s. 424–431

[Brown2004-46] Brown (2004), s. 2 418–2 423

[Murdin2000-50] Murdin (2000)

[Elliot2005-51] Elliot (2005), s. 1 117–1 162

[Levison2003-53] Levison (2003), s. 419–421

[Morbidelli2005-54] Morbidelli (2005)

[Chiang2003-56] Chiang (2003), s. 430–443

[Davies2001_104-58] Davies (2001), s. 104

[Davies2001_107-59] Davies (2001), s. 107

[Tegler2007-60] Tegler (2007), s. 605–620

[Altwegg1999-61] Altwegg (1999), s. 3

[Jewitt1998-64] Jewitt (1998), s. 1 667

[Davies2001_118-65] Davies (2001), s. 118

[Jewitt2001-66] Jewitt (2001), s. 2 099

[Brown1997-67] Brown (1997), s. 937–939

[beyond-3] Audrey Delsanti and David Jewitt. «The Solar System Beyond The Planets» (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 25. september 2007. Besøkt 16. september 2012.

[Craig2006-7] Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton (2006). «Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter» (PDF). Nature (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 21. juni 2007. Besøkt 16. september 2012.

[jhuapl-9] «The PI's Perspective» (engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 16. september 2012. Besøkt 16. september 2012.

[SDO-objekter-12] IAU: Minor Planet Center (3. januar 2011). «List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects» (engelsk). Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Arkivert fra originalen 25. juli 2011. Besøkt 16. september 2012.

[Faure2004-14] Faure, Gérard (2004). «Description of the System of Asteroids as of May 20, 2004» (engelsk). Arkivert fra originalen 29. mai 2007. Besøkt 16. september 2012.

[icq-15] «What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?)». International Comet Quarterly (engelsk). Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 16. september 2012.

[Jewitt-18] David Jewitt. «WHY "KUIPER" BELT?» (engelsk). University of Hawaii. Arkivert fra originalen 16. juli 2011. Besøkt 16. september 2012.

[Hansen2005-38] Hansen, K. (7. juni 2005). «Orbital shuffle for early solar system». Geotimes (engelsk). Arkivert fra originalen 27. september 2007. Besøkt 19. september 2012.

[Petit1998-47] Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro Morbidelli; Valsecchi, Giovanni B. (1998). «Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 9. august 2007. Besøkt 19. september 2012.

[Lunine2003-48] Lunine, J. (2003). «The Kuiper Belt» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 9. august 2007. Besøkt 19. september 2012.

[Jewitt2000-49] Jewitt, D.C. (2000). «Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs)» (engelsk). Arkivert fra originalen 9. juni 2007. Besøkt 19. september 2012.

[clas-52] «Naming of Astronomical Objects: Minor Planets» (engelsk). Den internasjonale astronomiske union. Arkivert fra originalen 16. desember 2008. Besøkt 19. september 2012.

[LOTO-55] «List Of Transneptunian Objects» (engelsk). Minor Planet Center. Arkivert fra originalen 27. august 2010. Besøkt 20. september 2012.

[Johnston2007-57] Johnston, Wm. Robert (2007). «Trans-Neptunian Objects» (engelsk). Arkivert fra originalen 10. juli 2007. Besøkt 20. september 2012.

[Quaoar-62] Jewitt, David C.; Luu, Jane. «Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 21. juni 2007. Besøkt 30. september 2012. Parameteren |åt= støttes ikke av malen. (hjelp)

[KBOKBO-63] Dave Jewitt (2004). «Surfaces of Kuiper Belt Objects». University of Hawaii (engelsk). Arkivert fra originalen 9. juni 2007. Besøkt 30. september 2012.

[N 1]

[L 1]

[1]

[L 2]

[a]

[L 3]

[2]

[L 4]

[3]

[L 5]

[b]

[5]

[6]

[L 7]

[L 8]

[7]

[L 9]

[L 10]

[L 11]

[L 12]

[L 13]

[L 14]

[L 15]

[L 16]

[L 17]

[L 18]

[L 19]

[L 20]

[L 21]

[L 22]

[L 23]

[L 24]

[L 25]

[L 26]

[L 27]

[8]

[L 28]

[L 29]

[L 30]

[L 31]

[L 32]

[L 33]

[L 34]

[L 35]

[9]

[10]

[11]

[L 36]

[L 37]

[12]

[L 38]

[L 39]

[13]

[L 40]

[14]

[L 41]

[L 42]

[L 43]

[L 44]

[15]

[16]

[L 45]

[L 46]

[L 47]

[L 48]

[L 6]

[4]

@@ Linje 4: / Linje 4: @@
 '''Kuiperbeltet''' ({{IPA|ˈkaɪpər}}), noen ganger også kalt '''Edgeworth-Kuiper-beltet''', er en region av [[solsystemet]] utenfor planetene og som strekker seg fra [[Neptun (planet)|Neptuns]] [[bane]] (ca. ved 30&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]]) til ca. 50&nbsp;AE fra [[solen]].<ref name="Stern1997" group=L /> Det ligner mye på [[asteroidebeltet]] selv om det er langt større – ca. 20 ganger bredere og 20–200 ganger så massivt.<ref name="beyond" /><ref name="Krasinsky2002" group=L /> Akkurat som asteroidebeltet består det hovedsakelig av [[Smålegemer i solsystemet|smålegemer]] eller rester fra solsystemets dannelse. Mens de fleste av asteroidene er sammesatt av [[bergart]]er og metaller, består Kuiperbelteobjekter{{#tag:ref|Noen ganger også kalt Kuiperoider, et navn foreslått av [[Clyde Tombaugh]] som en analog til [[asteroide]]r.|name="Kuiperoider|group="lower-alpha"}} primært av frosne [[volatiler]] (benevnt «iser») som [[metan]], [[ammoniakk]] og [[vann]]. Det klassiske (lavt [[baneeksentrisitet|eksentriske]]) beltet inneholder minst tre [[dvergplanet]]er: [[Pluto]], [[Haumea]] og [[Makemake]]. Noen av solsystemets [[naturlig satellitt|naturlige satellitter]], slik som [[Neptuns måner|neptunmånen]] [[Triton (måne)|Triton]] og [[Saturns måner|saturnmånen]] [[Phoebe (måne)|Phoebe]], antas også å stamme fra denne regionen.<ref name="Johnson2005" group=L /><ref name="Craig2006" />
-Siden beltet ble oppdaget i 1992<ref name="qbee" group=L /> har antallet kjente Kuiperbelteobjekter (KBOer) økt til over tusen, og det antas at det eksisterer mer enn {{formatnum:100000}}&nbsp;KBOer med en diameter på over 100&nbsp;km.<ref name="jhuapl" /> Kuiperbeltet var opprinnelig antatt å være stedet hvor de [[Liste over periodiske kometer|periodiske kometene]] med baner som varte over 200&nbsp;år kom fra. Studier siden midten av 1990-tallet har imidlertid vist at det klassiske beltet er dynamisk stabilt, og at kometenes virkelige opprinnelsessted er [[den spredte skiven]], en dynamisk aktiv sone som ble til på grunn av Neptuns bevegelse utover for 4,5&nbsp;milliarder år siden.<ref name="Levison2007" group=L /> Objekter i den spredte skiven, slik som [[Eris (dvergplanet)|Eris]] har ekstremt eksentriske baner som tar dem så langt ut som 100&nbsp;AE fra solen.{{#tag:ref|Litteraturen er inkonsekvent i bruken av begrepene «den spredte skiven» og «Kuiperbeltet». For noen er de distinkte populasjoner, for andre er den spredte skiven en del av Kuiperbeltet. Forfatter kan også bytte mellom disse to brukene i en og samme publikasjon.<ref name="Weissman2007" group=L /> Fordi [[Den internasjonale astronomiske union]]s [[Minor Planet Center]] – organet som er ansvarlig for katalogiseringen av [[småplanet]]er i solsystemet – har dette skillet,<ref name="SDO-objekter" /> bruker Wikipedia-artikler om den transneptunske regionen også dette skillet. Dette valget betyr at på Wikipedia er Eris, det største kjente transneptunske objektet, ikke en del av Kuiperbeltet, og dermed er Pluto det største objektet i Kuiperbeltet.|name="inkonsekvens"|group="lower-alpha"}}
+Siden beltet ble oppdaget i 1992<ref name="Jewitt1993" group=L /> har antallet kjente Kuiperbelteobjekter (KBOer) økt til over tusen, og det antas at det eksisterer mer enn {{formatnum:100000}}&nbsp;KBOer med en diameter på over 100&nbsp;km.<ref name="jhuapl" /> Kuiperbeltet var opprinnelig antatt å være stedet hvor de [[Liste over periodiske kometer|periodiske kometene]] med baner som varte over 200&nbsp;år kom fra. Studier siden midten av 1990-tallet har imidlertid vist at det klassiske beltet er dynamisk stabilt, og at kometenes virkelige opprinnelsessted er [[den spredte skiven]], en dynamisk aktiv sone som ble til på grunn av Neptuns bevegelse utover for 4,5&nbsp;milliarder år siden.<ref name="Levison2007" group=L /> Objekter i den spredte skiven, slik som [[Eris (dvergplanet)|Eris]] har ekstremt eksentriske baner som tar dem så langt ut som 100&nbsp;AE fra solen.{{#tag:ref|Litteraturen er inkonsekvent i bruken av begrepene «den spredte skiven» og «Kuiperbeltet». For noen er de distinkte populasjoner, for andre er den spredte skiven en del av Kuiperbeltet. Forfatter kan også bytte mellom disse to brukene i en og samme publikasjon.<ref name="Weissman2007" group=L /> Fordi [[Den internasjonale astronomiske union]]s [[Minor Planet Center]] – organet som er ansvarlig for katalogiseringen av [[småplanet]]er i solsystemet – har dette skillet,<ref name="SDO-objekter" /> bruker Wikipedia-artikler om den transneptunske regionen også dette skillet. Dette valget betyr at på Wikipedia er Eris, det største kjente transneptunske objektet, ikke en del av Kuiperbeltet, og dermed er Pluto det største objektet i Kuiperbeltet.|name="inkonsekvens"|group="lower-alpha"}}
 Kuiperbeltet må ikke forveksles med den [[Hypotese|hypotesiserte]] [[Oorts sky]] som ligger tusen ganger så langt ut. Objektene i Kuiperbeltet, sammen med medlemmene av den spredte skiven og de potensielle objektene i Oorts sky, omtales samlet som [[transneptunsk objekt|transneptunske objekter]] (TNO).<ref name="Faure2004" />
@@ Linje 23: / Linje 23: @@
 Denne hypotesen endret form flere ganger under de påfølgende tiårene. I 1962 postulerte fysikeren [[Alastair G.W. Cameron|Al G.W. Cameron]] eksistensen av «en formidabel masse av småmaterialer i utkanten av solsystemet»,<ref name="Davies2001_14" group=L /> mens i 1964 trodde [[Fred Lawrence Whipple|Fred Whipple]], som hypotesiserte den berømte «[[Komet|skitten snøball]]»-hypotesen for kometstrukturer, at et «kometbelte» kunne være tilstrekkelig massivt til å forårsake de påståtte avvikene i banen til [[Uranus]] som hadde utløst letingen etter [[Planet X]], eller i det minste påvirke banene til kjente kometer.<ref name="Rao1964" group=L /> Observasjoner utelukket imidlertid denne hypotesen.<ref name="Davies2001_14" group=L />
-I 1977 oppdaget [[Charles T. Kowal|Charles Kowal]] [[2060 Chiron]], en isete [[planetoide]] med en bane mellom Saturn og Uranus. Han brukte et [[blinkmikroskop]] – samme verktøy som gjorde det mulig for [[Clyde Tombaugh]] å oppdage [[Pluto]] nesten 50&nbsp;år tidligere.<ref name="Kowal1977" group=L /> I 1952 ble et annet objekt, [[5145 Pholus]], oppdaget i en lignende bane.<ref name="Scotti1992" group=L /> I dag er det kjent at en hel populasjon av kometlignende legemer, [[kentaurer]], eksisterer i regionen mellom Jupiter og Neptun. Kentaurenes bane er ustabile og dynamiske levetider på et par millioner år.<ref name="Horner2004a" group=L /> Etter oppdagelsen av Chiron spekulerte astronomer i at de derfor måtte regelmessig etterfylles fra et slags ytre reservoar.<ref name="Davies2001_38" group=L />
+I 1977 oppdaget [[Charles T. Kowal|Charles Kowal]] [[2060 Chiron]], en isete [[planetoide]] med en bane mellom Saturn og Uranus. Han brukte et [[blinkmikroskop]] – samme verktøy som gjorde det mulig for [[Clyde Tombaugh]] å oppdage [[Pluto]] nesten 50&nbsp;år tidligere.<ref name="Kowal1977" group=L /> I 1952 ble et annet objekt, [[5145 Pholus]], oppdaget i en lignende bane.<ref name="Scotti1992" group=L /> I dag er det kjent at en hel populasjon av kometlignende legemer, [[kentaurer]], eksisterer i regionen mellom Jupiter og Neptun. Kentaurenes bane er ustabile og dynamiske levetider på et par millioner år.<ref name="Horner2004" group=L /> Etter oppdagelsen av Chiron spekulerte astronomer i at de derfor måtte regelmessig etterfylles fra et slags ytre reservoar.<ref name="Davies2001_38" group=L />
 Ytterligere bevis for beltets eksistens dukket senere opp fra studier av kometer. At kometer har begrensede livsløp har vært kjent i noen tid. Etter hvert som de nærmer seg solen, fører varmen til at den [[Volatiler|volatile]] oferflaten sublimerer ut i rommet og de blir gradvis «spist» opp. For at kometene fortsatt skal kunne være synlige gjennom solsystemets tidsalder, må de jevnlig etterfylles.<ref name="Jewitt2002" group=L /> Et slikt område for etterfylling er [[Oorts sky]], den sfæriske svemren av kometer som strekker seg utover {{formatnum:50000}}&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]] fra solen og som først ble hypotesisert av [[Jan Oort]] i 1950.<ref name="Oort1950" group=L /> Dette området antas å være utgangspunktet for [[Komet#Omløpsbanens egenskaper|langperiodiske kometer]], som [[Hale–Bopp]], med baner som varer i tusenvis av år.
@@ Linje 33: / Linje 33: @@
 === Oppdagelse ===
 [[Fil:Maunatele.jpg|thumb|Rekken av teleskoper på topen av Mauna Kea, som Kuiperbeltet ble oppdaget med]]
-I 1987 ble astronomen [[David C. Jewitt]], som da jobbet ved [[Massachusetts Institute of Technology]], stadig mer forbauset over «det tilsynelatende tomrommet i det ytre solsystemet.»<ref name="qbee" group=L /> Han oppfordret da studenten [[Jane Luu]] til å hjelpe ham med å lokalisere et annet objekt utenfor [[Pluto]], fordi, som han sa til henne, «hvis vi ikke gjør det, vil ingen andre gjøre det.»<ref name="Davies2001_50" group=L /> Jewitt og Luu brukte teleskopetne ved [[Kitt Peak National Observatory]] i [[Arizona]] og [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] i [[Chile]] for å gjennomføre søkene. Disse ble gjennomført mye på samme måte som Clyde Tombaugh og Charles Kowal hadde gjort – med et [[blinkmikroskop]].<ref name="Davies2001_50" group=L />
+I 1987 ble astronomen [[David C. Jewitt]], som da jobbet ved [[Massachusetts Institute of Technology]], stadig mer forbauset over «det tilsynelatende tomrommet i det ytre solsystemet.»<ref name="Jewitt1993" group=L /> Han oppfordret da studenten [[Jane Luu]] til å hjelpe ham med å lokalisere et annet objekt utenfor [[Pluto]], fordi, som han sa til henne, «hvis vi ikke gjør det, vil ingen andre gjøre det.»<ref name="Davies2001_50" group=L /> Jewitt og Luu brukte teleskopetne ved [[Kitt Peak National Observatory]] i [[Arizona]] og [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] i [[Chile]] for å gjennomføre søkene. Disse ble gjennomført mye på samme måte som Clyde Tombaugh og Charles Kowal hadde gjort – med et [[blinkmikroskop]].<ref name="Davies2001_50" group=L />
 I utgangspunktet tok undersøkelsen av hvert par av plater ca. åtte timer,<ref name="Davies2001_51" group=L /> men prosessen ble gjort raskere da [[CCD]]-brikkene kom. Selv om synsfeltene til brikkene var smalere, var de mer effektive til å samle lys. De beholdt 90 % av alt lyset som traff dem i motsetning til 10 % for fotografier, og de gjorde det også mulig å gjennomføre prosessen virituelt på en dataskjerm. I dag danner CCD-brikker basisen for de fleste astronoiske detektorene.<ref name="Davies2001_52-54-56" group=L /> I 1988 flyttet Jewitt til astronomiinstituttet ved [[University of Hawaii]]. Luu sluttet seg senere til samme institutt og fortsatte å jobbe med Jewitt ved det 2,24&nbsp;m store teleskopet på [[Mauna Kea]].<ref name="Davies2001_57-62" group=L />
-Etter hvert ble synsfeltet for CCD-brikken økt til 1024×1024 piksler, og det gjorde det mulig å gjennomføre søkende enda raskere.<ref name="Davies2001_65" group=L /> Etter fem år med leting annonserte Jewitt og Luu «oppdagelsen av Kuiperlegeme-kandidaten» {{spl|(15760) 1992 QB|1}}.<ref name="qbee" group=L /> Seks måneder senere oppdaget de et annet objekt i samme region, (181708) 1993 FW.<ref name="Marsden1993" group=L />
+Etter hvert ble synsfeltet for CCD-brikken økt til 1024×1024 piksler, og det gjorde det mulig å gjennomføre søkende enda raskere.<ref name="Davies2001_65" group=L /> Etter fem år med leting annonserte Jewitt og Luu «oppdagelsen av Kuiperlegeme-kandidaten» {{spl|(15760) 1992 QB|1}}.<ref name="Jewitt1993" group=L /> Seks måneder senere oppdaget de et annet objekt i samme region, (181708) 1993 FW.<ref name="Marsden1993" group=L />
 Studier siden den transneptunske regionen først ble kartlagt har vist at regionen som nå kalles Kuiperbeltet ikke er opprinnelsesstedet for kortperiodiske kometer, men at de i stedet kan komme fra en tillenket populasjon kalt [[den spredte skiven]]. Den spredte skiven ble til når Neptun [[Nice-modellen|migrerte utover]] og inn i proto-Kuiperbeltet som på den tiden lå my nærmere solen. I kjølvannet ble det etterlatt en populasjon av dynamisk stabile objekter som alldri kunne bli påvirket av dens bane (Kuiperbeltet), og en populasjon hvis [[perihelium]] er tilstrekkelig nær til at Neptun fortsatt kan forrstyrre dem i sin bane rundt solen (den spredte skiven). Fordi den spredte skiven er dynamisk aktiv og Kuiperbeltet er relativt dynamsik stabilt, anses den spredte skiven nå som det sannsynlige opphavsstedet til periodiske kometer.<ref name="Levison2007" group=L />
@@ Linje 64: / Linje 64: @@
 === Klassisk belte ===
 {{Utdypende artikkel|Cubewano}}
-Mellom 2:3- og 1:2-resonansene med Neptun, omtrent 42–48&nbsp;AE, er den gravitasjonelle påvirkningen fra Neptun neglisjerbar. I dette området kan legemer eksistere med tilnærmet uforstyrrede baner. Regionen er kjent som [[Cubewano|klassiske Kuiperbelteobjekter]] og den utgjør omtrent to tredjedeler av de observerte Kuiperbelteobjektene som er observert.<ref name="Lunine2003" /><ref name="Jewitt2000" /> Siden det første moderne Kuiperbelteobjektet som ble oppdaget – {{Spl|(15760) 1992 QB|1}} – anses som en prototype for denne gruppen, kalles ofte klassiske Kuiperbelteobjekter for [[cubewano]]er («Q-B-1-os»).<ref name="Murdin2000" group=L /><ref name="Elliot2005" group=L /> [[Astronomiske navnekonvensjoner|Retningslinjer]] etablert av [[Den internasjonale astronomiske union]] (IAU) krever at klassiske Kuiperbelteobjekter gis navn av mytologiske vesenr forbindet med skapelsen.<ref name="clas" />
+Mellom 2:3- og 1:2-resonansene med Neptun, omtrent 42–48&nbsp;AE, er den gravitasjonelle påvirkningen fra Neptun neglisjerbar. I dette området kan legemer eksistere med tilnærmet uforstyrrede baner. Regionen er kjent som [[Cubewano|klassiske Kuiperbelteobjekter]] og den utgjør omtrent to tredjedeler av de observerte Kuiperbelteobjektene som er observert.<ref name="Lunine2003" /><ref name="Jewitt2000" /> Siden det første moderne Kuiperbelteobjektet som ble oppdaget – {{Spl|(15760) 1992 QB|1}} – anses som en prototype for denne gruppen, kalles ofte klassiske Kuiperbelteobjekter for [[cubewano]]er ({{språk|en|cubewanos|lenke}} – «Q-B-1-os»).<ref name="Murdin2000" group=L /><ref name="Elliot2005" group=L /> [[Astronomiske navnekonvensjoner|Retningslinjer]] etablert av [[Den internasjonale astronomiske union]] (IAU) krever at klassiske Kuiperbelteobjekter gis navn av mytologiske vesenr forbindet med skapelsen.<ref name="clas" />
 Det klassiske Kuiperbeltet synes å være en sammensetning av to separate populasjoner. Den første, kjent som den «dynamisk kalde» populasjonen, har baner som ligner mye på [[planet]]enes; nesten sirkulære, med en [[baneeksentrisitet]] på mindre enn 0,1 og med relativt lave inklinasjoner opp til ca.a 10° (de ligger nær solsystemets plan snarere enn ved en vinkel). Den andre gruppen, den «dynamisk varme» populasjonen, har baner som er mye mer inklinert mot ekliptikken, med opp mot 30°.
@@ Linje 79: / Linje 79: @@
 I tillegg er det et relativt fravær av objekter med en store halvakse under 39&nbsp;AE som tilsynelatende ikke kan forklares av de nåværende resonansene. Den gjeldende aksepterte hypotesen for dette er at når Neptun vandret utover, forflyttet ustabilde baneresonanser seg gradvis gjennom denne regionen. Alle objekter i denne regonen ble da fanget opp eller gravitasjonelt kastet ut av den.<ref name="Davies2001_107" group=L />
+== Sammensetning ==
+[[Fil:2003 UB313 near-infrared spectrum.gif|thumb|Det infrarøde spekteret til både {{dp|Eris}} og [[Pluto]]. De felles metanabsorbsjonslinjene er uthevet.]]
+Studier av Kuiperbeltet siden oppdagelsen har generelt indikert at medlemmene primært består av iser – en blanding av lette [[hydrokarbon]]er (som [[metan]]), [[ammoniakk]] og [[is|vannis]].<ref name="Tegler2007" group=L /> Dette er en sammensetning de har til felles med [[komet]]er.<ref name="Altwegg1999" group=L /> Den lave tettheten som er observert i de Kuiperbelteobjektene som har en kjent diameter (mindre enn 1&nbsp;g/cm<sup>-3</sup>), samsvarer med en isete sammensetning.<ref name="Tegler2007" group=L /> Temperaturen i beltet er bare ca. 50&nbsp;K,<ref name="Quaoar" /> så mange sammensetninger som ville vært gasser nærmere solen forblir faste i Kuiperbeltet.
+På grunn av de små størrelsene og ekstreme avstand fra jorden, er den kjemiske sammensetningen av objektene svært vanskelig å fastslå. Den prinsipielle metoden som astronomer fastslår sammensetninger med er [[spektroskopi]]. Når et objekts lys brytes i sammensetningenes farger, dannes et regnbuelignende bilde. Dette bildet kalles [[spektrum]]. Ulike substanser absorberer lys ved forskjellige bølgelengder, og når spekteret for et bestemt objekt kommer frem vises mørke linjer (kalt [[Spektrallinje|absorpsjonslinjer]]) der hvor substansen i det har absorbert den bestemte bølgelengden av lys. Hvert [[grunnstoff]] eller [[Kjemisk forbindelse|forbindelse]] har sin egen unike spektroskopiske signatur, og ved å lese et objekts fulle spektrale «fingeravtrykk» kan astronomer finne ut hva det er laget av.
+I utgangspunktet var slike analyser av Kuiperbelteobjekter umulige, så astronomer var bare i stand til å fastslå de mest grunnleggende fakta om sammensetning, primært fargen.<ref name="KBOKBO" /> Disse første dataene viste et bedt spekter av farger blant Kuiperbelteobjektene, fra nøytralt grå til dyp rødt.<ref name="Jewitt1998" group=L /> Dette antydet at overflatene var sammensatt av et bredt spekter av forbindelser, fra skitne iser til hydrokarboner.<ref name="Jewitt1998" group=L /> Dette mangfoldet var oppsiktsvekkende, siden astronomer hadde forventet at Kuiperbelteobjektene ville være jevnt over mørke etter å ha mistet det meste av volatile iser på grunn av effekten av kosmisk stråling.<ref name="Davies2001_118" group=L /> Forskjellige løsninger ble foreslått for dette avviket, inkludert fornyede overflater etter nedslag og uttømming av gasser.<ref name="KBOKBO" /> Jewitt og Luus spektralanalyser av kjente Kuiperbelteobjekter i 2001 fant imidlertid at variasjonen av farger var for ekstrem til at den kunne enkelt forklares med tilfeldige nedslag.<ref name="Jewitt2001" group=L />
+Selv om de fleste Kuiperbelteobjekter i dag forsatt fremstår uten spektralt særpreg på grunn av mattheten, har det vært en rekke vellykkede forsøk i å fastsette sammensetningene.<ref name="Quaoar" /> I 1996 innhentet Robert H. Brown spektroskopiske data for Kuiperbelteobjektet 1993&nbsp;SC. Disse avslørte at overflatesammensetningen var markant lik [[Pluto]]s, så vel som [[Neptun (planet)|Neptuns]] måne [[Triton (måne)|Triton]], med store mengder av [[metan]]is.<ref name="Brown1997" group=L />
 == Noter og referanser ==
@@ Linje 87: / Linje 97: @@
 {{Referanser|colwidth=30em|group=L|refs=
 <!-- Alfabetisk etter parameteret «name» -->
+<ref name="Altwegg1999">[[#Altwegg1999|Altwegg (1999)]], s. 3</ref>
+<ref name="Brown1997">[[#Brown1997|Brown (1997)]], s. 937–939</ref>
 <ref name="Brown2004">[[#Brown2004|Brown (2004)]], s. {{formatnum:2418–2423}}</ref>
 <ref name="Chiang2003">[[#Chiang2003|Chiang (2003)]], s. 430–443</ref>
@@ Linje 101: / Linje 113: @@
 <ref name="Davies2001_104">[[#Davies2001|Davies (2001)]], s. 104</ref>
 <ref name="Davies2001_107">[[#Davies2001|Davies (2001)]], s. 107</ref>
+<ref name="Davies2001_118">[[#Davies2001|Davies (2001)]], s. 118</ref>
 <ref name="Davies2001_191">[[#Davies2001|Davies (2001)]], s. 191</ref>
 <ref name="Davies2001_199">[[#Davies2001|Davies (2001)]], s. 199</ref>
@@ Linje 107: / Linje 120: @@
 <ref name="Elliot2005">[[#Elliot2005|Elliot (2005)]], s. {{formatnum:1117–1162}}</ref>
 <ref name="Fernández1980">[[#Fernández1980|Fernández (1980)]], s. 481</ref>
-<ref name="Horner2004a">[[#Horner2004|Horner (2004)]], s. 798–810</ref>
+<ref name="Horner2004">[[#Horner2004|Horner (2004)]], s. 798–810</ref>
+<ref name="Jewitt1993">[[#Jewitt1993|Jewitt (1993)]], s. 730</ref>
+<ref name="Jewitt1998">[[#Jewitt1998|Jewitt (1998)]], s. {{formatnum:1667}}</ref>
+<ref name="Jewitt2001">[[#Jewitt2001|Jewitt (2001)]], s. {{formatnum:2099}}</ref>
 <ref name="Jewitt2002">[[#Jewitt2002|Jewitt (2002)]], s. {{formatnum:1039–1049}}</ref>
 <ref name="Johnson2005">[[#Johnson2005|Johnson (2005)]], s. 69–71</ref>
@@ Linje 124: / Linje 140: @@
 <ref name="Scotti1992">[[#Scotti1992|Scotti (1992)]], s. 1</ref>
 <ref name="Stern1997">[[#Stern1997|Stern (1997)]], s. 879–882</ref>
+<ref name="Tegler2007">[[#Tegler2007|Tegler (2007)]], s. 605–620</ref>
 <ref name="Thommes2002">[[#Thommes2002|Thommes (2002)]], s. {{formatnum:2862}}</ref>
 <ref name="Trujillo2003">[[#Trujillo2003|Trujillo (2003)]], s. 424–431</ref>
 <ref name="Tsiganis2005">[[#Tsiganis2005|Tsiganis (2005)]], s. 459–461</ref>
-<ref name="qbee">[[#Jewitt1993|Jewitt (1993)]], s. 730</ref>
 <ref name="Weissman2007">[[#Weissman2007|Weissman (2007)]], s. 584</ref>
 }}
@@ Linje 224: / Linje 240: @@
  |arkivdato=2012-09-16
  |besøksdato=2012-09-16|språk=engelsk
+}}</ref>
+<ref name=KBOKBO>{{Kilde www
+ |tittel=Surfaces of Kuiper Belt Objects
+ |forfatter=Dave Jewitt
+ |verk=University of Hawaii
+ |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html
+ |år=2004
+ |arkiv_url=http://web.archive.org/web/20070609094911/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html
+ |arkivdato=2007-06-09
+ |besøksdato=2012-09-30|språk=engelsk
 }}</ref>
 <ref name="LOTO">{{Kilde www
@@ Linje 251: / Linje 277: @@
  |arkivdato=2007-08-09
  |besøksdato=2012-09-19|språk=engelsk
+}}</ref>
+<ref name=Quaoar>{{Kilde www
+ |tittel=Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar
+ |forfatter=Jewitt, David C.; Luu, Jane
+ |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf
+ |åt=2004
+ |arkiv_url=http://web.archive.org/web/20070621182808/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf
+ |arkivdato=2007-06-21
+ |besøksdato=2012-09-30|språk=engelsk
 }}</ref>
 <ref name="SDO-objekter">{{Kilde www
@@ Linje 261: / Linje 296: @@
  |arkivdato=2011-07-25
  |besøksdato=2012-09-16|språk=engelsk
 }}</ref>
 }}
@@ Linje 268: / Linje 303: @@
 {{Refstart}}
 <!-- Alfabetisk etter forfatter -->
+*{{Kilde artikkel
+ |forfatter=Altwegg, K.; Balsiger, H.; Geiss, J.
+ |tittel=
+ |publikasjon=Space Science Reviews|format=
+ |url=
+ |arxiv=|bibcode=1999SSRv...90....3A
+ |pmid=|bind=90|nummer=
+ |utgivelsesår=1999|doi=10.1023/A:1005256607402
+ |språk=engelsk|ref=Altwegg1999
+}}
+*{{Kilde artikkel
+ |forfatter=Brown, R; Cruikshank, D.P.; Pendleton, Y.; Veeder, G.J.
+ |tittel=Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC
+ |publikasjon=Science|format=
+ |url=
+ |arxiv=|bibcode=1997Sci...276..937B
+ |pmid=9163038|bind=276|nummer=5314
+ |utgivelsesår=1997|doi=10.1126/science.276.5314.937
+ |språk=engelsk|ref=Brown1997
+}}
 *{{Kilde artikkel
  |forfatter=[[Mike Brown|Brown, Mike]]; Pan, Margaret
@@ Linje 347: / Linje 402: @@
  |utgivelsesår=1993|doi=10.1038/362730a0
  |språk=engelsk|ref=Jewitt1993
+}}
+*{{Kilde artikkel
+ |forfatter=Jewitt, David; Luu, Jane
+ |tittel=Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt
+ |publikasjon=The Astronomical Journal|format=
+ |url=
+ |arxiv=|bibcode=1998AJ....115.1667J
+ |pmid=|bind=115|nummer=4
+ |utgivelsesår=1998|doi=10.1086/300299
+ |språk=engelsk|ref=Jewitt1998
+}}
+*{{Kilde artikkel
+ |forfatter=Jewitt, David C.; Luu, Jane X.
+ |tittel=Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects
+ |publikasjon=The Astronomical Journal|format=
+ |url=
+ |arxiv=astro-ph/0107277|bibcode=2001AJ....122.2099J
+ |pmid=|bind=122|nummer=4
+ |utgivelsesår=2001|doi=10.1086/323304
+ |språk=engelsk|ref=Jewitt2001
 }}
 *{{Kilde artikkel
@@ Linje 416: / Linje 491: @@
  |pmid=|bind=|nummer=
  |utgivelsesår=2010|doi=10.1038/news.2010.522
- |språk=engelsk|ref=Lowett2010
+ |språk=engelsk|ref=Lovett2010
 }}
 *{{Kilde artikkel
@@ Linje 550: / Linje 625: @@
  |kapittel=Comet Populations and Cometary Dynamics
  |språk=engelsk|ref=Levison2007
+}}
+*{{Kilde bok
+ |forfatter=Tegler, Stephen C.
+ |utgivelsesår=2007|utgivelsessted=
+ |tittel=Encyclopedia of the Solar System
+ |forlag=|redaktør=McFadden, Lucy-Ann
+ |isbn=|id=|utgave=
+ |url=
+ |kapittel=Kuiper Belt Objects: Physical Studies
+ |språk=engelsk|ref=Tegler2007
 }}
 *{{Kilde bok

v d r Pluto
Egenskaper	Atmosfære · Måner (Charon · Styx · Nix · Kerberos · Hydra)
Oppdagelse	Lowell-observatoriet · Planet X · Percival Lowell · Roger Putnam · Clyde Tombaugh
Utforskning	New Horizons (under veis) · Pluto Kuiper Express (avbrutt) · Pluto Fast Flyby (avbrutt)
Klassifisering i det 20. århundre	Planet · Kuiperbeltet
Klassifisering i det 21. århundre	Dvergplanet · Plutoide · Planetdefinisjon · Kuiperbeltet · Transneptunsk objekt · Den internasjonale astronomiske union
Annnet	Pluto i fiksjon · Solformørkelser på Pluto · Plutino · Pluto (gud)

v d r Solsystemet

Opprinnelsen og utviklingen Oppdagelsen og utforskningen Sfæriske objekter
Solens planeter	Merkur Venus Jorden Mars Ceres Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto Haumea Makemake Eris Orcus Ixion 2002 MS₄ Salacia Varuna 2005 UQ₅₁₃ Quaoar 2002 TC₃₀₂ Gonggong Gǃkúnǁʼhòmdímà 2005 QU₁₈₂ Sedna Chaos
Måner	Månen Mars’ måner Jupiters måner (Galileiske måner) Saturns måner Uranus’ måner Neptuns måner Plutos måner Haumeas måner Eris' måne
Ringer	Jupiters ringer Saturns ringer Uranus’ ringer Neptuns ringer Rheas ringer Chariklos ringer
Atmosfærer	Merkurs atmosfære Venus’ atmosfære Jordens atmosfære Månens atmosfære Mars’ atmosfære Jupiters atmosfære Uranus’ atmosfære
Magnetosfærer	Jupiters magnetosfære Saturns magnetosfære
Smålegemer	Meteoroider Meteoritter Småplaneter Asteroider Asteroidebeltet Kentaurer Transneptunske objekter Kuiperbeltet Den spredte skiven Kometer Oorts sky
Relaterte artikler: planetsystem astronomisk objekt stjerne planet dvergplanet planetsystem

v d r Universet
Universet består av elementærpartikler og vakuum. Partiklene er fordelt ujevnt og partiklene og partikkelklynger benevnes forskjellig avhengig av tetthet og mengde; klyngene spenner fra subatomære partikler til sorte hull. Det observerbare universet er den delen av universet lys kan ha nådd oss fra siden universet ble skapt. Muligens inneholder universet kun 4 % lysende materie, mens 22 % er mørk materie og 74 % mørk energi.
En mengde av partikkelklynger i vakuum er	Gass Atmosfære Solvind Stjernevind Kosmisk stråling Asteroidebeltet Stjernehop Stjernetåke Solsystemet Planetsystem Galaksehop
Galakserelaterte artikler	Aktiv galaksekjerne Seyfert Kvasar Blazar Melkeveien Messierobjekt
Stjernerelaterte artikler inkl. spektralklasser	Astronomi Brun dverg Hvit dverg Stjerne Kjempestjerne Rød kjempe Nøytronstjerne pulsar rrat magnetar Q-stjerne preonstjerne Kvarkstjerne Sort hull
Stjernebegivenheter	Supernova Hypernova Planetarisk tåke
Mindre himmellegemer	Gasskjempe Planet Måne Komet Meteoritt (meteor) Dvergplanet asteroide småplanet
Romfart	Romelevator Romfartøy romferge romskip Romsonde Romstasjon Romfarer
Andre emner	Himmelhvelving Himmellegeme Satellitt (drabant) Omløpsbane Kosmologi Big Bang Big Crunch Big Rip Ormehull
Portal:Astronomi Category:Universe