Características generales         

 

    El Cinturón Edgeworth-Kuiper es un disco de objetos congelados que se extiende desde las 30 - 100 AU aproximadamente. Estos cuerpos se encuentran distribuidos diez grados (10º) por encima y debajo de la Eclíptica. Según las últimas estimaciones, puede estar compuesto por más de 35.000 objetos con diámetros superiores a los 100 kilómetros.

 

Órbitas y distribución de los objetos del cinturón E-K.   

 

    Los componentes del Cinturón Edgeworth-Kuiper pueden ser identificados por varias siglas, siendo las más comunes KBO (Kuiper Belt Objects; Objetos del Cinturón Kuiper) o EKO (Edgeworth-Kuiper Objects; Objetos del cinturón Edgeworth-Kuiper). De igual manera, aquellos objetos de este cinturón que se sitúan más allá de la órbita de Neptuno, reciben el nombre de TNO (Trans-Neptunian Objects; Objetos Transneptunianos). 

 

    La mayoría de los EKO se ubican entre las 30 – 50 AU lo que les permite dar una vuelta al Sol entre los 160 – 800 años. Asumiendo que poseen un albedo bajo (similar a los cometas – un 4%), se calcula que la mayoría posee un tamaño entre los 50 – 400 Km de diámetro. Los análisis espectroscópicos revelan que poseen una gran diversidad de colores y composición superficial.

 

    La materia ubicada a más de 30 AU del Sol ha sido fuertemente modificada por las interacciones físico–químicas de los procesos responsables de la formación de los gigantes del Sistema Solar. Las características físico–químicas de los EKO aportan pistas importantes sobre los procesos a los que se encuentran expuestos estos miembros de nuestro sistema planetario. Las evidencias espectroscópicas sugieren que los EKO no son prístinos y su superficie ha sufrido algún tipo de modificación. La diversidad de colores implica una amplia gama de modificaciones.

 

    Muchos astrónomos creen que la acreción de estos objetos se produjo en las fases tempranas de formación del Sistema Solar. De aquí que el estudio de la dinámica, geología, química de la superficie y atmósferas de EKO puede proporcionar las mejores pistas para escudriñar los procesos que ocurrieron durante esta fase de la historia de nuestro Sistema Solar.

 

    La figura (distribución) de los objetos en el cinturón, sugiere la presencia de un cuerpo de gran masa que debido a su fuerza gravitatoria “organiza” a estos cuerpos congelados, confinándolos en áreas específicas, de manera similar cómo las lunas “barrenderas o pastoras” lo hacen con los anillos de los planetas Saturno y Neptuno.

 

    La distribución de tamaños de los EKO ya se había previsto por ser el resultado de una combinación de procesos de acreción en los grandes objetos y erosión colisional, en los objetos pequeños. Recientes observaciones sugieren que la distribución de los EKO es muy compleja y posee formas muy variadas para objetos menores de 100 Km, en comparación a los objetos con tamaños mayores.

 

perfil de las órbitas de los objetos del cinturón E-K.

    Para objetos con radios aproximados de 100 Km, la distribución es relativamente plana, lo que sugiere la idea de que objetos menores sufrieron erosión colisional, mientras que los mayores fueron acretados.

 

    Los EKO son cuerpos de baja densidad. Los científicos estiman que deben ser agregados de hielo de algún compuestos químico de bajo punto de congelamiento (por ejemplo, amoniaco) y piedra. Algunos astrónomos consideran que es bastante factible la presencia de hielos moleculares de agua, dióxido de carbono, monóxido de carbono y nitrógeno. Los EKO oscuros y con coloración rojiza, sugiere la presencia de hidrocarburos livianos como el metano y el metanol.

 

    Dos científicos argentinos (Adrián Brunini y Mario Melita) han descubierto un hueco en la distribución de materia en el Cinturón E-K. Este agujero (gap) se encuentra localizado a unas 50 AU del Sol. Ellos estiman que este hueco se debe a la presencia de un planeta con un tamaño relativo entre Marte y la Tierra. El planeta tendría un semieje mayor de 60 AU y su órbita sería de baja excentricidad (casi circular). Su magnitud visual sería de 25m,0, por lo que su detección requiere de los telescopios más grandes existentes en la actualidad.