La ceinture de Kuiper (parfois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper, prononcé en néerlandais : Prononciation de Kuiper en néerlandais, .) est une zone du Système solaire s'étendant au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et ().. Cette zone en forme d'anneau est similaire à la ceinture d'astéroïdes, mais plus étendue, plus large et de 20 à plus massive... Comme la ceinture d'astéroïdes, elle est principalement composée de petits corps, restes de la formation du Système solaire, et d'au moins trois planètes naines, Pluton, Makémaké et Hauméa (Éris est un objet épars, situé au-delà de la ceinture de Kuiper). En revanche, tandis que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de corps rocheux et métalliques, les objets de la ceinture de Kuiper sont majoritairement constitués de composés volatils gelés comme le méthane, l'ammoniac ou l'eau.
En dehors de Pluton, repéré dès 1930, et son satellite Charon, détecté en 1978, le premier objet de Kuiper fut découvert en 1992.. Ce serait le principal réservoir des comètes périodiques dont la période de révolution est inférieure à . Les centaures et les objets épars, tels qu'Éris, en seraient issus. Triton, le plus gros satellite de Neptune, pourrait être un objet de la ceinture de Kuiper qui aurait été capturé par la planète.. (134340) Pluton est le plus grand objet connu de la ceinture de Kuiper..
La ceinture de Kuiper ne doit pas être confondue avec le nuage d'Oort, zone encore théorique et supposée être mille fois plus éloignée. Les objets de la ceinture de Kuiper, ainsi que les objets épars et tout membre potentiel des nuages de Hills et de Oort, sont collectivement nommés objets transneptuniens..
Historique vignette|upright|L'astronome américain d’origine néerlandaise Gerard Kuiper, en l'honneur de qui fut nommée la ceinture de Kuiper. À la suite de la découverte de Pluton en 1930, de nombreux astronomes émirent l'hypothèse que d'autres corps pourraient être situés dans la même zone du Système solaire. Diverses théories furent émises concernant l'existence de la région appelée aujourd'hui ceinture de Kuiper durant les décennies suivantes. Ce n'est cependant qu'en 1992 que la première observation directe d'un de ses membres fut réalisée. Il est toutefois difficile d'attribuer la paternité de l'invention à un astronome, étant donné le nombre et la variété des théories proposées.
Le premier astronome à avoir suggéré l'existence d'une population transneptunienne est Frederick C. Leonard. En 1930, peu après la découverte de Pluton, il émit l'hypothèse que Pluton n'était que le premier d'une série de corps « ultra-neptuniens »..
En 1943, dans le , Kenneth Edgeworth émit l'hypothèse selon laquelle, dans la région au-delà de Neptune, le matériau de la nébuleuse solaire était trop espacé pour se condenser en planètes, et avait donc plutôt formé une myriade de petits corps.. Il conclut que Traduction libre de : . . et que, de temps en temps, un des objets Traduction libre de : . Davies (2001), ., objet désigné de nos jours sous le nom de « comète ».
En 1951, dans un article publié dans le journal , Gerard Kuiper émit l'idée d'un disque s'étant formé au début de l'évolution du Système solaire et qui n'existerait plus. Les travaux de Kuiper se fondaient sur l'hypothèse que Pluton était de la taille de la Terre, hypothèse commune à l'époque ; dans ce cas, Pluton aurait alors éparpillé les petits corps vers le nuage d'Oort ou en dehors du Système solaire. Selon la formulation de Kuiper, il n'existerait plus aucune ceinture de Kuiper..
L'hypothèse prit diverses formes au fil des décennies suivantes : en 1962, le physicien Alastair Cameron postula l'existence d'une ., tandis qu'en 1964, Fred Whipple estima qu'une « ceinture cométaire » pourrait être assez massive pour être à l'origine des anomalies constatées de l'orbite d'Uranus à l'origine de la recherche de la planète X, ou au moins pour modifier l'orbite des comètes connues.. Les observations démentirent cette hypothèseDavies (2001), ..
En 1977, Charles Kowal découvrit Chiron, un planétoïde glacé en orbite entre Saturne et Uranus.. En 1992, Pholos fut découvert sur une orbite similaire.. Actuellement, une population entière de corps analogues aux comètes, les centaures, est connue dans cette région entre Jupiter et Neptune. Leurs orbites sont instables au-delà de la centaine de millions d'années, une durée de vie brève par rapport à l'âge du Système solaire. Les astronomes estiment que cette position devrait être fréquemment alimentée par un réservoir externeDavies (2001), ..
vignette|Les télescopes au sommet de Mauna Kea ont permis de découvrir le premier objet de la ceinture de Kuiper. L'étude des comètes apporta d'autres preuves de l'existence de la ceinture. Les comètes ont une durée de vie finie, l'approche du Soleil sublimant leur surface et les réduisant petit à petit : leur population doit être réalimentée fréquemment car dans le cas contraire, les comètes auraient disparu du Système solaire .. Si l'origine des comètes de longue période est le nuage d'Oort, l'existence de comètes à courte période (inférieure à ) était moins bien expliquée, sauf à penser qu'elles étaient toutes des comètes à longue période déviées par les géantes gazeuses. Dans les années 1970, la vitesse de découverte de telles comètes devint incompatible avec l'hypothèse selon laquelle toutes les comètes étaient issues du nuage d'OortDavies (2001), . : un objet du nuage d'Oort doit être capturé par les planètes géantes pour devenir une comète à courte période. En 1980, Julio Fernandez affirma que pour chaque comète déviée dans le Système solaire interne depuis le nuage d'Oort, 600 devaient être éjectées dans l'espace interstellaire. Il spécula qu'une ceinture cométaire située entre 35 et permettrait de rendre compte du nombre de comètes observées.. En 1988, Martin Duncan, Tom Quinn et Scott Tremaine effectuèrent un ensemble de simulations informatiques pour déterminer si toutes les comètes observées pouvaient provenir du nuage d'Oort. Ils conclurent que celui-ci ne pouvait pas être à l'origine des comètes à courte période, notamment parce qu'elles sont situées près du plan de l'écliptique, tandis que les comètes du nuage d'Oort viennent de l'ensemble du ciel. Les simulations correspondaient aux observations lorsqu'une ceinture analogue à celle décrite par Fernandez était incluse dans le modèle .. Il semblerait que ce soit parce que les termes « Kuiper » et « ceinture cométaire » apparaissaient dans la première phrase de la publication de Fernandez que Tremaine nomma cette région la « ceinture de Kuiper »Davies (2001), ..
En 1987, l'astronome David Jewitt, alors au MIT, s'interrogea sur l'« apparente vacuité du Système solaire externe ».. Il entreprit des travaux avec Jane Luu, une de ses étudiantes, afin de trouver un objet au-delà de l'orbite de PlutonDavies (2001), .. À l'aide des télescopes de l'observatoire de Kitt Peak en Arizona et du Cerro Tololo Inter-American Observatory au Chili, puis à partir de 1988 du télescope de de Mauna KeaDavies (2001), ., Jewitt et Luu menèrent leur recherche avec un comparateur à clignotement, comme Clyde Tombaugh et Charles Kowal. Après cinq années de recherche, le , Jewitt et Luu annoncèrent la « découverte de l'objet candidat à la ceinture de Kuiper ». Six mois plus tard, ils découvrirent un second objet dans la région, ..
Origine vignette|redresse=1.5|Simulation montrant les planètes externes et la ceinture de Kuiper : a) Avant la résonance 2:1 de Jupiter et Saturne, b) Dispersion des objets de la ceinture de Kuiper dans le Système solaire après la migration de Neptune, c) Après l'éjection d'objets de la ceinture de Kuiper par Jupiter. La ceinture de Kuiper serait constituée de planétésimaux, des fragments du disque protoplanétaire qui entouraient initialement le Soleil et qui n'ont pas réussi à former des planètes, mais seulement de petits corps, le plus grand mesurant moins de de diamètre.
L'origine et la structure complexe de la ceinture de Kuiper demeurent mal comprises. Les modèles actuels échouent à expliquer précisément la distribution d'objets dans la ceinture de Kuiper et ce problème « continue de mettre en défaut les techniques analytiques ainsi que les ordinateurs et les logiciels de simulation les plus rapides »Traduction libre de : « . .. Le futur télescope Pan-STARRS pourrait permettre d'approfondir la question.
Les modèles de formation du Système solaire lui prédisent une masse d'environ 30 masses terrestres, nécessaire pour provoquer l'accrétion d'objets de plus de de diamètre. Seule 1 % de cette masse est actuellement observée, une densité trop faible pour expliquer simplement l'existence de ces objets. De plus, l'excentricité et l'inclinaison des orbites dans la ceinture de Kuiper rendent les rencontres plus destructrices que créatrices.
Les simulations informatiques modernes montrent que la ceinture de Kuiper fut fortement influencée par Jupiter et Neptune. Elles suggèrent également qu'Uranus et Neptune n'ont pas été formées à leurs orbites actuelles car la matière n'était pas en quantité suffisante sur ces orbites pour permettre l'apparition d'objets d'une telle masse. Ces planètes se seraient formées plus près de Jupiter et auraient ensuite migré au début de l'évolution du Système solaire. Des travaux de Fernandez et Ip de 1984 émettent l'hypothèse qu'un phénomène d'échange de moment angulaire entre les objets épars et les planètes pourrait être à l'origine de la migration de ces dernières.. À un stade de l'évolution du Système solaire, les orbites de Jupiter et de Saturne ont pu se retrouver en résonance 2:1 de sorte que Jupiter effectuait exactement deux tours du Soleil quand Saturne en faisait un. Une telle résonance aurait fortement perturbé les orbites d'Uranus et Neptune, provoquant un échange de leur orbite et une migration externe de Neptune dans une proto-ceinture de Kuiper, perturbant fortement cette dernière.. Cette migration de Neptune aurait déplacé de nombreux objets transneptuniens vers des orbites plus lointaines et plus excentriques..
L'influence seule de Neptune semble cependant trop faible pour expliquer une perte de masse aussi importante. Les autres hypothèses proposées incluent le passage d'une étoile à proximité ou l'émiettage des petits objets, par collisions, en une poussière suffisamment fine pour être affectée par le rayonnement solaire .
Structure vignette|upright=1.3|Vue d'artiste de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort. La ceinture de Kuiper s'étend entre 30 et , si l'on inclut ses régions externes. Cependant, la partie principale de la ceinture s'étendrait entre la résonance orbitale 2:3 avec Neptune à et la résonance 1:2 vers . La ceinture de Kuiper est assez épaisse, sa concentration principale s'étendant jusqu'à 10° de chaque côté du plan de l'écliptique et une distribution plus diffuse d'objets jusqu'à plusieurs dizaines de degrés. Elle ressemble par conséquent davantage à un tore qu'à une ceinture.. Sa position moyenne est inclinée de par rapport à l'écliptique..
La présence de Neptune a eu un effet important sur la ceinture de Kuiper du fait des résonances orbitales. Sur des périodes comparables à l'âge du Système solaire, l'influence gravitationnelle de Neptune déstabilise les orbites de tout objet se trouvant dans certaines régions, soit en les envoyant vers le Système solaire interne, soit vers le disque épars ou l'espace interstellaire. Cette influence est à l'origine des lacunes prononcées que présente la structure de la ceinture de Kuiper et qui sont analogues aux lacunes de Kirkwood de la ceinture d'astéroïdes. Entre 40 et , par exemple, aucun objet ne peut conserver une orbite stable sur des périodes si longues et ceux qu'on y observe actuellement ont migré relativement récemment..
Ceinture classique vignette|gauche|Classification des orbites à l'intérieur de la ceinture de Kuiper (schématisation selon les demi-grands axes des objets).