Такой пояс, как считают многие астрофизики, мог возникнуть на самых ранних стадиях образования Солнечной системы, когда уже можно было говорить о Солнце как о звезде. К этому моменту времени часть протосолнечной туманности уже была "выметена" сильным инфракрасным излучением протосолнца на значительное расстояние, где она потом сконденсировалась в отдельные глыбы, тем самым дав начало облаку Оорта.
Внутренние неоднородности оставшегося газа во время столкновений могли постепенно "оседать" в плоский вращающийся диск и разделяться на отдельные сгустки, погруженные в более разреженную среду. Одновременно с этим должна была происходить бурная конденсация вещества.
Температура такого облака на расстоянии чуть большем одной астрономической единицы могла составлять порядка 1500°К, а на расстоянии в 30 а.е. — 350°К. Подобное распределение температуры как раз и могло определить состав сконденсировавшихся твердых частиц и капелек: железо, некоторые тугоплавкие окиси металлов и окись кремния на уровне земной орбиты и водяные капельки на уровне орбит Урана и Нептуна.
С течением времени небольшие неоднородности начали слипаться в более крупные конгломераты, тем самым образовывая планетезимали с размерами в несколько сотен километров. После вспышки протосолнца, во время так называемой стадии Хаяши, не слипшиеся в планеты "мелкие" глыбы должны были быть выметены на расстояние в 3-4 а.е. В более удаленной от звезды области, примерно на расстоянии 30-40 а.е., эта вспышка практически не изменила бы количество мелких ледяных тел. Поэтому, если такая, пока непривычная гипотеза образования Солнечной системы соответствует действительности, то сегодня орбиты трансурановых планет должны быть "погружены" в рой ледяных глыб. Трудность обнаружения таких тел состоит в их слишком малой видимой звездной величине. Так, оценки блеска подобных тел с размерами в несколько сотен километров, состоящих изо льда и находящихся за орбитой Урана, для наземных наблюдений лежат в диапазоне от 23m до 29m.
Однако начиная с 1988 года Дэвид Джевитт (Гавайский университет) и Джейн Лу (Калифорнийский университет), несмотря на всю сложность поставленной задачи, начали поиск подходящих объектов с помощью двухметрового телескопа с ПЗС-матрицей обсерватории Мауна-Кеа. Технические возможности позволяли им регистрировать объекты до 25m. После почти пятилетних поисков, в мае 1992 года был найден первый подобный объект (1992 QB1). В момент открытия он находился на расстоянии 41 а.е. от Солнца. Последующее уточнение его орбиты дало возможность Бриану Мар-сдену (Гарвардский университет) предположить, что она сильно вытянута: с расстоянием от Солнца в перигелии — 9 а.е., в афелии — 43 а.е. и с периодом обращения в 139 лет. Однако в декабре того же года сильное отклонение положения этого тела от предсказанного заставило астрономов засомневаться в правильности вычисленной орбиты.
Но уже в марте 1993 года исследователи обнаружили новый объект (1993 FW), несомненно, принадлежащий поясу, так как у него при периоде обращения в 291 год расстояние от Солнца менялось в пределах от 42 до 46 а.е. Новые же измерения орбиты 1992 QB1 — самого первого кандидата в пояс Койпера — позволили и его вернуть "на круги своя", так как его орбита после длительных уточнений оказалась почти круговой с периодом в 290 лет. В том же 1993 году были открыты еще два подобный объекта: 1993 RO и 1993 RP на расстояниях в 33.3 а.е. и на 35.4 а.е. соответственно и с почти круговыми орбитами. 1994 год "подарил" еще два тела, а к августу 1995 их уже стало известно 27. Кроме того, наблюдения с Космического Телескопа им. Хаббла привели к отождествлению еще 59 возможных кандидатов со звездной величиной не слабее 28m. Сегодня результаты наблюдений позволяют сделать оценку, что на один квадратный градус в области эклиптики приходится до 60000 (!) подобных тел. Оптимистически настроенные исследователи утверждают, что общее число членов этого пояса может составить цифру 1013.
Размеры всех открытых тел лежат в диапазоне, предсказанном теорией. Так, диаметры объектов 1992 QB1 и 1993 FW составляют 283 й 286 км соответственно. Наибольшим же из известных пока является 1994 JQ1 — его диаметр равен 382 км, а наименьшим — 1993 RP, с диаметром всего 96 км.
Пока нет никаких данных, опровергающих и ледяную природу этих тел. Необычно слабый видимый блеск 1992 QB1 приписывают его невысокой отражательной способности, что легко может быть объяснено присутствием на поверхности органической "сажи", которая могла приобрести такой оттенок после длительного облучения солнечной радиацией.
С обнаружением новых объектов пояса Койпера наше представление о строении Солнечной системы и системе взаимодействий между ее членами неизбежно будет меняться. Уже сейчас предполагается, что объект 1993 PQ, находящийся в 60° от Нептуна, может составлять с ним устойчивую конфигурацию наподобие той, что Троянцы из пояса астероидов образуют с Юпитером. Остается найти объект, который дополнил бы эту пару до устойчивой конфигурации.
Согласно другой теории считается, что Плутон и его спутник Харон — всего лишь наибольшие члены этого пояса.
Кроме того, давно известный астероид Хирон, наибольший из семейства Кентавров, чья орбита лежит между орбитами Юпитера и Нептуна, начал проявлять кометоподобную активность. Сейчас уже достаточно общепринято, что Кентавры могли быть "извергнуты" поясом Койпера когда-то в прошлом.
Дальнейшее исследование объектов пояса Койпера видится, прежде всего, в уточнении их количества. При этом определенные надежды возлагаются не только на Космический Телескоп, но и на создание специальной сети небольших наземных телескопов, которые смогли бы с помощью сверхчувствительной и высокоскоростной фотометрии регистрировать покрытия звезд такими объектами.
Некоторые термины
Кентавры — семейство из шести малых тел Солнечной системы, чьи орбиты расположены между орбитами Юпитера и Нептуна.
Оорта облако — облако, протянувшееся более чем на 100000 а.е. от Солнца и являющееся "хранилищем" кометных ядер.
Планетезимали — гипотетические частицы размером 1-100 км, первоначально образовавшиеся в протопла-нетном облаке, из которых, как считают некоторые исследователи, путем слипания образовались большие планеты.
Троянцы (точнее Греки и Троянцы) — две группы из двух десятков небольших астероидов, располагающихся на орбите Юпитера в точках Лагранжа (то есть в точках, где силы, действующие на астероиды со стороны Солнца и Юпитера, уравновешены).
Хаяши стадия — стадия эволюции протозвезд, в процессе которой их светимость убывает с уменьшением радиуса, при этом температура поверхности протозвезды практически не изменяется. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела этот процесс у протозвезд отображается почти прямым треком (так называемым треком Хаяши), по которым они опускаются на главную последовательность.
