Redigerer Kuiperbeltet (avsnitt)

== Sammensetning ==
[[Fil:2003_UB313_near-infrared_spectrum.png|thumb|Det infrarøde spekteret til både {{Dp|Eris}} og [[Pluto]]. De felles metanabsorpsjonslinjene 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]].{{Sfn|Tegler|2007|s=605–620}} Dette er en sammensetning de har til felles med [[komet]]er.{{Sfn|Altwegg|1999|s=3}} 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.{{Sfn|Tegler|2007|s=605–620}} Temperaturen i beltet er bare ca. 50&nbsp;K,{{Sfn|Jewitt|Luu|2004|s=731–733}} 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 [[Elektromagnetisk spekter|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.{{Sfn|Jewitt|2004}} Disse første dataene viste et bedt spekter av farger blant kuiperbelteobjektene, fra nøytralt grå til dyp rødt.{{Sfn|Jewitt|1998|s=1667}} Dette antydet at overflatene var sammensatt av et bredt spekter av forbindelser, fra skitne iser til hydrokarboner.{{Sfn|Jewitt|1998|s=1667}} 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.{{Sfn|Davies|2001|s=118}} Forskjellige løsninger ble foreslått for dette avviket, inkludert fornyede overflater etter nedslag og uttømming av gasser.{{Sfn|Jewitt|2004}} 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.{{Sfn|Jewitt|2001|s=2099}}

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.{{Sfn|Jewitt|Luu|2004|s=731–733}} 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.{{Sfn|Brown|1997|s=937–939}}

Vannis har blitt oppdaget i flere kuiperbelteobjekter, deriblant [[(19308) 1996 TO66|{{Sp|1996 TO|66}}]],{{Sfn|Brown|2000|s=L163}} [[38628 Huya|2000 EB173]] og [[20000 Varuna|2000 WR106]].{{Sfn|Licandro|2001|s=L29}} I 2004 fastslo [[Mike Brown]] og hans kolleger eksistensen av krystallinsk vannis og [[ammoniakk]][[hydrat]] på [[50000 Quaoar]], et av de største kjente kuiperbelteobjektet. Begge disse substansene ville ha blitt ødelagt i løpet av solsystemets tidsalder, noe som antyder at Quaoar nylig har fått ny overflate, enten via indre tektonisk aktivitet eller av meteorittnedslag.{{Sfn|Jewitt|Luu|2004|s=731–733}}