柯伊伯带

距离太阳30～50天文单位（AU）的环带

柯伊伯带

柯伊伯带（英语：Kuiper belt），又称作莱昂纳德-埃奇沃斯-柯伊伯带，另译柯伊伯带、古柏带，是位于太阳系海王星轨道之外，一个距离太阳30-50天文单位的环带。[0][1][2]它与小行星带相似，其宽度是小行星带的20倍，质量是小行星带的20-200倍。[3][4]1951年，杰拉德·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）首次推测出太阳系在演化的早期，会形成一个类似的圆盘，遂以其名字命名，将该区域命名为柯伊伯带。[5][6][7]而天文学家肯尼斯·埃奇沃思（Kenneth Edgeworth）在20世纪30年代也推测过柯伊伯带的存在。[8][9]柯伊伯带至少有四颗矮行星：冥王星、[10]妊神星、[11]鸟神星和阋神星。[12]一些太阳系中的卫星，如海王星的海卫一和土星的土卫九，也被认为起源于该区域。[13][14]1992年，小行星（15760）阿尔比恩被发现，这是继冥王星（1930年）和卡戎星（1978年）之后的第一颗柯伊伯带天体（KBO）。[15]自从它被发现以来，已知的柯伊伯带天体已经增加到数千颗，据认为直径超过100千米（62英里）的柯伊伯带天体超过10万颗。[16]自20世纪90年代中期以来的研究表明，柯伊伯带是动态稳定的，彗星的真正起源地是散布盘，这是海王星在45亿年前向外运动时形成的一个动态活跃区；[17]厄里斯等散布盘天体具有偏心轨道，它们与太阳的距离最远可达100AU。[18][19]截至2023年，已发现的柯伊伯带天体的数目约4000颗。[20]柯伊伯带大约从30天文单位延伸到55天文单位，其主要部分被认为是从39.5天文单位的2:3共振区域延伸到48天文单位的1:2共振区域。[21]整个柯伊伯带内的小天体总数以十亿计，总质量可达0.02个地球质量。[0]

柯伊伯带（英语：Kuiper belt），又称作莱昂纳德-埃奇沃斯-柯伊伯带，另译柯伊伯带、古柏带，是位于太阳系海王星轨道之外，一个距离太阳30-50天文单位[注1]的环带。[1][2][3]它与小行星带相似，其宽度是小行星带的20倍，质量是小行星带的20-200倍。[4][5]1951年，杰拉德·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）首次推测出太阳系在演化的早期，会形成一个类似的圆盘，遂以其名字命名，将该区域命名为柯伊伯带。[6][7][8]而天文学家肯尼斯·埃奇沃思（Kenneth Edgeworth）在20世纪30年代也推测过柯伊伯带的存在。[9][10]柯伊伯带至少有四颗矮行星：冥王星、[11]妊神星、[12]鸟神星和阋神星。[13]一些太阳系中的卫星，如海王星的海卫一和土星的土卫九，也被认为起源于该区域。[14][15]

1992年，小行星（15760）阿尔比恩[注2]被发现，这是继冥王星（1930年）和卡戎星（1978年）之后的第一颗柯伊伯带天体（KBO）。[16]自从它被发现以来，已知的柯伊伯带天体已经增加到数千颗，据认为直径超过100千米（62英里）的柯伊伯带天体超过10万颗。[17]自20世纪90年代中期以来的研究表明，柯伊伯带是动态稳定的，彗星的真正起源地是散布盘，这是海王星在45亿年前向外运动时形成的一个动态活跃区；[18]厄里斯等散布盘天体具有偏心[注3]轨道，它们与太阳的距离最远可达100AU。[19][20]截至2023年，已发现的柯伊伯带天体的数目约4000颗。[21]柯伊伯带大约从30天文单位延伸到55天文单位，其主要部分被认为是从39.5天文单位的2:3共振区域延伸到48天文单位的1:2共振区域。[22]整个柯伊伯带内的小天体总数以十亿计，总质量可达0.02个地球质量。[1]

柯伊伯带天体由岩石和各种冰（如水、甲烷和氨）的混合物组成。[23]其确切起源仍不清楚，目前的理论推测是其来源于太阳原行星盘上的碎片，这些碎片相互吸引碰撞，但最后只组成了微行星带而非行星，太阳风和物质会在此处减速。[4][24][25]

2006年1月19日，第一艘探索柯伊伯带的航天器“新视野号”发射升空，并于2015年飞越冥王星并调查柯伊伯带中其他更远的天体。[26]此外，柯伊伯带不应该与假设的奥尔特云相混淆，后者比前者要远一千倍以上。柯伊伯带内的天体，连同离散盘的成员和任何潜在的奥尔特云天体被统称为海王星外天体（TNOs）。冥王星是在柯伊伯带中最大的天体，而第二知名的大海王星外天体，则是阋神星。[19][20][27]

提出与命名

20世纪50年代，爱尔兰天文学家埃奇沃思（Kenneth Essex Edgeworth）和美国天文学家杰拉德·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）提出，在太阳系边缘存在着一个由小天体构成的圆盘（甜甜圈）状区域，而彗星就是从这个区域诞生的。为了纪念这两位天文学家，人们就将这个圆盘状区域命名为莱昂纳德-埃奇沃斯-柯伊伯带或柯伊伯带。[1][7]

柯伊伯
柯伊伯

发现历史

1930年发现冥王星后，很多人都猜测它可能不是该区域内唯一的一颗星体。几十年来，对柯伊伯带是否存在、存在形式一直有各种不同的假设。直到1992年，才首次发现其存在的直接证据。对柯伊伯带的本质和数量的各种不同猜想，导致难以确认是谁首次提出该假设。[28]

早期研究

1930年，天文学家克莱德·汤博（Clyde William Tombaugh）发现冥王星后不久，天文学家弗雷德里克·伦纳德（Frederick C. Leonard）就在思考是否“在冥王星上不太可能发现一系列超海王星天体中的第一个，这些天体的其余成员仍在等待发现，但最终注定会被发现”，提出跨海王星种群存在。[29]同年，天文学家阿尔敏·奥托·洛伊施纳（Armin O. Leuschner）提出，冥王星“可能是许多尚未发现的长周期行星物体之一”。[30]

克莱德·汤博
克莱德·汤博

1943年，埃奇沃思在英国天文协会期刊上提出假设，在海王星以外的区域，原始太阳星云内的物质间距太大，无法凝结成行星，因此会凝结成无数更小的天体。由此，他得出结论：相对较小但大量的天体占据太阳系的行星之外广大的空间。[9]并且它们中的某一个会从它们的球壳游荡到内太阳系，成为拜访太阳系内部的彗星之一。[31]1950年，柯伊伯在《太阳系起源》一文中表明“太阳星云的最外层区域，从38到50天文单位（即在海王星原型之外）”，在那里“凝聚产物（H2O、NH3、CH4等的冰）必须形成，并且这些薄片必须缓慢地聚集形成更大的聚合体，估计范围达到1公里或更大”。他还指出“这些凝聚物似乎解释了彗星的大小、数量和组成”。根据柯伊伯的说法，“冥王星这颗行星，从30到50天文单位扫过整个区域，被认为是开始将彗星撒向整个太阳系的原因”。据说柯伊伯当时认为冥王星的大小与地球相当，因此将这些天体撒向奥尔特云或太阳系外。次年，柯伊伯推测太阳系在演化的早期，会形成一个类似的圆盘[注4]。[8][32][33]

柯伊伯的假设在其后数十年有各种不同的形式。1962年，物理学家艾利丝泰尔·卡麦伦（Al GW Cameron）假设在太阳系的边缘有大量的小天体存在。1964年，弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出彗星脏雪球假说，并假设有一个足够大的彗星带，也许质量大到被认为可以影响天王星的轨道，造成差异而引发对X行星的搜寻，但观测到的结果推翻了该假说。[34][35]1977年，查尔斯·科瓦尔（Charles Kowal）利用一种称为闪烁比对器的设备，在土星和天王星之间的轨道上发现冰小行星凯龙（2060）。[36]1992年，另一颗类似的冰小行星（5145）Pholus被发现具有相似的轨道。[37]目前，在木星和海王星之间存在着许多类似彗星的天体，被称为半人马小行星。这些半人马小行星的轨道并不稳定，只能维持数百万年的动力学生存时间。[38]自从1977年发现冰小行星凯龙（2060）后，天文学家推测存在外源的储存库，经常向半人马小行星补充物质。[39]

彗星研究

对彗星的研究得出了柯伊伯带存在的进一步证据。一些彗星的寿命是有限的，因为当它们靠近太阳时，太阳的热会导致挥发性的表面逐渐升华至太空，使它们日渐消失。为了让彗星在太阳系中继续可见，它们必须经常得到补充，[40]奥尔特云[注5]就是该区域的一种补充。[41]20世纪70年代，发现的短周期彗星越来越多，而它们的性质并不符合起源自奥尔特云的说法。[42]1980年，乌拉圭天文学家胡利奥·费尔南德斯（Julio Ángel Fernández Alves）提出“每一颗短周期彗星从奥尔特云发射到内太阳系，就必须有600颗彗星被喷射到星际空间”。同时，费尔南德斯推测在35至50天文单位之处有一个彗星带。[43]因“彗星带”和“柯伊伯带”这两个单词出现在费南德兹论文开头的第一段里，所以特里梅将这个假设的地区命名为柯伊伯带。[10]

胡利奥·费尔南德斯
胡利奥·费尔南德斯

发现柯伊伯带天体

1987年，当时在麻省理工学院工作的天文学家大卫·朱维特（David Jewitt），对于“太阳系外围的明显空虚”越来越疑惑。他鼓励研究生简·卢（Jane Luu）帮助他寻找冥王星轨道之外的另一个物体。他们使用亚利桑那州基特峰国家天文台和在智利托洛洛山美洲际天文台的望远镜进行观测，次年朱维特转到夏威夷大学天文研究所，利用夏威夷大学莫纳克亚山的2.24m望远镜工作。经过5年时间搜寻，朱维特和简·卢于1992年宣布“发现候选柯伊伯带天1992QB1”，即小行星15760。[16][44]半年后，他们在该地区发现了第二个天体（181708）1993 FW。[45]

现代研究

对海王星外区域进行的研究表明，被称为柯伊伯带的区域并非短周期彗星的起源地，它来自一个被称为离散盘的相关群体。在海王星向外迁移到原始柯伊伯带时，形成了离散盘，当时该带离太阳更近，海王星留下了一群不会受到其轨道影响的动态稳定物体（即柯伊伯带），以及近日点足够近的种群（即离散盘），海王星绕太阳运行时仍然可以干扰它们。由于离散盘是动态活跃的，而柯伊伯带相对动态稳定，因此离散盘被认为是周期彗星最有可能的起源地。[18]

2006年，天文学家们已经解决了被认为是围绕除了太阳之外的九个恒星的柯伊伯带状结构尘埃盘。它们可能分为两类：半径超过50个天文单位的宽带，以及半径在20到30个天文单位之间且边界相对尖锐的窄带（暂时类似于太阳系）。[46]此外，还有15–20％的太阳型恒星被观测到红外过量，这表明存在巨大的柯伊伯带状结构。[47]对柯伊伯带尘埃的计算机模拟表明，当它年轻时，它可能类似于年轻恒星周围的狭窄环。[48]

2016年1月，美国加州理工大学的麦克·布朗和康斯坦丁·巴蒂金以6颗轨道怪异的柯伊伯带天体数据为基础，用计算机数值模拟的方法得出结论：太阳系很可能存在第九颗行星。他们估算出这颗行星质量约为地球质量的10倍（冥王星质量的5000倍），直径是地球的2-4倍，并且以大约15000年的公转周期绕行着狭长的椭圆轨道。[49][50]第九行星的引力效应可以解释一组极端跨海王星天体（ETNO）的特殊轨道集群，这些天体位于海王星之外，绕太阳运行的平均距离超过地球的250倍。这些ETNO倾向于在一个扇区最接近太阳，并且它们的轨道也类似地倾斜。这些排列表明，一颗未被发现的行星可能正在引导已知最遥远的太阳系天体的轨道。[51][52][53]但一些天文学家质疑这一结论，并断言ETNO轨道的聚集是因观测偏差造成的，这是因为一年中大部分时间很难发现和跟踪这些天体。[54]

美国密歇根大学安娜堡分校物理学家凯文·纳皮尔领导的一个研究小组对这一问题作了进一步分析。研究人员将3次对14个“极端”TNOs运行轨道的研究结合起来，发现即便在附近没有行星存在的情况下，也可以解释这些天体轨道为何会聚集。在考虑了选择偏差后，数据表明ETNOs在宇宙中均匀分布。为了研究这些天体是否真的聚集在一起，纳皮尔的团队建立了一个计算模型，模拟太阳系外100亿个均匀分布的ETNOs，然后观察其中一个小样本产生的结果与现有观测结果相匹配的概率。最终得出的结论是，没有理由认为ETNOs分布不均匀，而且观察到的天体轨道可能只是因为选择偏差而聚集在一起。纳皮尔表示，这并不意味着第9颗行星不存在，但也并非只有第9颗行星存在才能解释这些数据。但布朗对此并不赞同，他认为他们的数据中有强有力的证据表明第9颗行星存在。第9颗行星存在与否的争论还在继续。智利的维拉·C·鲁宾天文台于2022年开始为期10年的天空观测，或将探测到更多位于柯伊伯带的天体。即使第9颗行星不在那里，这样的探索也是有益的。[55]

2019年，日本天文学家首次在柯伊伯带发现了一颗半径为1.3千米的天体，填补了行星形成过程中“缺失的一环”。研究结果表明，千米尺寸的柯伊伯带天体比以前想象的要多得多。这一发现也为一个模型提供了佐证，即星子首先缓慢地变大成千米大小的物体，然后暴长并聚合成行星。[56]

2023年8月，日本近畿大学发布新闻公报，该校和日本国立天文台的研究人员利用计算机模拟运算，成功再现了海王星轨道外侧柯伊伯带天体的多个特征。该研究团队的进一步研究发现，如果距离太阳约300亿千米至750亿千米的区域内存在一颗质量1.5倍至3倍于地球、轨道倾角为30度的类地行星，那么柯伊伯带天体的多个特征就能得到解释。同时，这颗行星对于柯伊伯带的形成发挥了重要作用。[57]

位置

柯伊伯带大约从30天文单位延伸到55天文单位，包括远离中心最外侧的区域。其主要部分被认为是从39.5天文单位的2:3共振区域延伸到48天文单位的1:2共振区域。[22]柯伊伯带主要集中在黄道平面上下10度的范围内，但仍有许多天体散布在更宽广数倍的空间内。其形状更像是环面，而不是皮带。它的平均位置与黄道倾斜1.86度。[58]

质量与尺寸

整个柯伊伯带内的小天体总数以十亿计，总质量可达0.02个地球质量。截至2023年，冥王星[注6]仍然是尺寸最大的一个海外天体，稍次于冥王星的阋神星，其尺寸比前者略小，但质量比前者大约27%。其余发现的直径多为200~400千米。随着观测能力的增强，更多和更小的柯伊伯带天体将会被发现，估计带内直径大于100千米的小天体至少有100000个，主要集聚在距离太阳50天文单位环带内。[1]

柯伊伯带天体的尺寸分布遵循许多幂律。幂律描述了（直径大于的物体的数量）和之间的关系，称为亮度斜率。天体的数量与直径的某个幂成反比：。得出（假设不为1）：（仅当幂律不适用于D的高值时，该常数才可能为非零）。基于视星等分布测量的早期估计发现，这表明在100-200公里范围内的天体数量是在200-400公里范围内的8倍。[59]

柯伊伯带天体与太阳距离的数量关系图
柯伊伯带天体与太阳距离的数量关系图

最近的研究发现，热经典和冷经典天体的大小分布具有不同的斜率。热天体的斜率在大直径处为q=5.3，在小直径处为q=2.0，在直径为110公里时斜率发生变化。冷天体的斜率在大直径处为q=8.2，在小直径处为q=2.9，在直径为140公里时斜率发生变化。[60]散射物体、普卢托和海王星特洛伊的大小分布斜率与其他动力学热群体类似，但可能有一个凹痕，即在特定大小以下物体数量急剧减少的现象。这个缺口被假设是因种群的碰撞演化，或者是因该种群在形成时没有小于这个大小的物体，而较小的物体是原始物体的碎片所致。[61][62]

结构

由于存在着轨道共振，海王星的存在对柯伊伯带的结构产生了较大影响。在与太阳系年龄相当的时间尺度上，海王星的引力会破坏位于某些区域的物体的轨道，将它们送入太阳系内部或送入分散的圆盘或星际空间。这导致柯伊伯带存在明显的间隙，类似于小行星带中的柯克伍德间隙。例如，在40到42个天文单位之间的区域，没有物体能够在这样的时间内保持稳定的轨道，因此在该区域观察到的任何物体一定是最近才迁移到那里的。[63]

柯伊伯带及共振天体
柯伊伯带及共振天体

经典柯伊伯带天体

大约在40~47个天文单位处，物体受到海王星引力的影响会在较长的时间尺度上保持其轨道基本不变，这个区域被称为经典柯伊伯带。[21][64][65]并且目前观测到的柯伊伯带天体有三分之二在这一区域。因近代第一个被发现的柯伊伯带天体是1992QB1，其被认为是这类天体的原型，在柯伊伯带天体的分类上称为QB1天体。[21][66]

传统的柯伊伯带被认为是两种不同族群的综合体。第一类是被称为“动态冷”族的星群，其轨道与行星相似，接近圆形，轨道偏心率小于0.1，相对于黄道的倾角低于10度（轨道平面接近黄道面，倾斜较小）。第二类是“动态热”星群，其轨道更倾向于黄道，倾斜度高达30°。这两类之所以被这样命名，主要不是因为温度上的差异，而是以微小的气体做比喻，当它们变热时，会增加它们的相对速度。[67][68]这两种族群不仅在轨道上有所不同，组成也不同。动态冷星群的质量大约比热星群的质量小30倍，[60]冷星群的颜色比热星群更红，这表明它们是在不同的环境中形成。热星群被认为是在海王星原始轨道附近形成，然后被气体巨星抛出。另一方面，冷星群可能是海王星在向外迁徙时被清扫出来，因为松散的双星难以在与海王星的相遇中幸存下来。[4][69][25]

共振

当一个天体的轨道周期与海王星有明确的比率时（这种情况称为平均运动共振），它可以与海王星同步运动，且两者的相对位置适当，能避免受到摄动而使轨道变得不稳定。例如，如果一个物体每绕太阳公转两次，海王星绕太阳公转三次，且在近日点时与海王星相隔四分之一个轨道周期，当它回到近日点时，海王星总是处于大致相同的相对位置，因为它将在同样的时间内完成1+1/2个轨道周期，这被称为2:3（3:2）的轨道共振，这种轨道特征的半长轴大约是39.4天文单位。而已知的2:3共振天体，包括冥王星和他的卫星在内，已经超过200个，该族群的成员被称为冥族小天体。[70][20]许多冥族小天体的成员，包括冥王星，其轨道横穿海王星的轨道，但因为共振的缘故，它们永远不会与海王星碰撞。冥族小天体成员具有较高的轨道离心率，因此它们当初原本应该不是在现在的位置上，而是被迁移的海王星随意抛掷到它们的轨道上的。[71]1:2共振（其天体每绕太阳公转半圈，海王星绕太阳公转一圈）对应着半长轴约为47.7天文单位的轨道，但数量稀少，这个族群有时会被称为1:2共振群（twotino）。[72]较小的共振族群还有3:4、3:5、4:7和2:5。海王星还有许多特洛伊天体[注7]占据着它的拉格朗日点，即位于轨道上的重力稳定点。海王星的特洛伊天体[注7]与海王星处于1:1的平均运动共振中，通常具有较稳定的轨道。[71][73]

另外，还没有明确的理由可以解释在半长轴小于39天文单位的距离内缺乏共振的天体。目前公认的造成这一现象的假设是，当海王星向外迁移时，不稳定的轨道共振逐渐穿过该区域，因此该区域内的任何物体都被卷起，或者被引力喷射出来。[74]

柯伊伯断崖

在47.8天文单位处的1:2共振轨道之外可能是一个边缘，这个共振外很少发现天体。但还不能确定这是传统柯伊伯带外侧的边界，还是只是一个宽阔的空隙。在大约55天文单位处发现了2:5共振的天体，远超出经典带的范围；在经典柯伊伯带与共振带之间的大量天体尚未被观测到。[71]

早期的柯伊伯带模型认为在50天文单位之外的大天体数量应该增加两个数量级，[75]因此这突然的数目下降，被称为“柯伊伯断崖”，其原因尚不清楚。伯恩斯坦、特里林等人发现半径超过50天文单位、半径为100公里或以上的物体的快速下降是真实存在的，而不是观测偏差所致。可能的解释是在那个距离上的物质太缺乏或太分散，因此不能成长为较大的天体，或者是后续的过程摧毁了那些聚积的物质。[59]神户大学的帕特里克·莱考卡（Patryk Lykawka）声称，一个看不见的大型行星物体（可能有地球或火星大小）的引力可能是造成这一现象的原因。[76][77]对2023年9月之前可用的TNO[注8]数据的分析表明，经典柯伊伯带外缘的天体分布与外部主小行星带的分布相似，间隙约为72个天文单位。与海王星的任何平均运动共振；外主小行星带呈现出由与木星5.875天文单位5:6平均运动共振引起的间隙。[78]

离散盘

离散盘是一个稀疏的区域，与柯伊伯带重叠，但延伸范围超过100个天文单位。离散盘天体（SDO）具有非常椭圆形的轨道，通常倾斜于黄道面。大多数太阳系形成模型显示，柯伊伯带天体和超距​​天体首先在一个原始的带状区域形成，随后发生引力相互作用，特别是与海王星的相互作用，将这些物体送到外部，一些进入稳定轨道（柯伊伯带天体），一些进入不稳定轨道，即离散盘。因其不稳定的性质，离散盘被认为是太阳系许多短周期彗星的起源地。它们的动态轨道偶尔会将它们推入内太阳系，首先成为半人马星，然后成为短周期彗星。[18]

散射圆盘物体（黑色）、经典柯伊伯带天体（蓝色）和2:5共振物体（绿色）的轨道比较。其他柯伊伯带天体的轨道是灰色的。（轨道轴已对齐以进行比较。）
散射圆盘物体（黑色）、经典柯伊伯带天体（蓝色）和2:5共振物体（绿色）的轨道比较。其他柯伊伯带天体的轨道是灰色的。（轨道轴已对齐以进行比较。）

柯伊伯带天体是指仅在定义的柯伊伯带区域内运行的任何天体。在带外发现的天体被分类为散射天体。[79]在一些科学界中，“柯伊伯带天体”一词已经成为任何原产于外太阳系的冰冷小行星的同义词，假定它曾经是这个初始类的一部分，即使它在太阳系历史的大部分时间内的轨道都在柯伊伯带之外（例如散射盘区域），通常将散射盘天体描述为“散射的柯伊伯带天体”。[80]

组成

因远离太阳和主要行星，柯伊伯带天体被认为相对不受塑造和改变太阳系其他天体的过程的影响。因此，确定它们的组成可以为研究太阳系的构成提供信息。[81]研究表明柯伊伯带天体由岩石和各种冰（如水、甲烷和氨）的混合物组成，该带的温度仅为50K左右。[23]因此许多靠近太阳的气态化合物仍保持固态。仅少数物体的密度和岩冰分数已知，直径和质量已确定。直径可通过高分辨率望远镜成像、掩星时间或反照率计算得出的反照率确定。质量通过卫星的半长轴和周期确定，只有少数双星物体知道。密度范围0.4至2.6g/cm3。密度最小的物体可能由冰组成，具有显著孔隙率；最致密的可能由带薄冰壳的岩石组成。而且存在小物体的低密度和最大的高密度的趋势，对这一趋势的一种可能的解释是，当不同的物体碰撞形成最大的物体时，冰从表面层消失。[81]

最初，天文学家只能确定柯伊伯带最基本的构成，比如颜色。[82]这些数据显示柯伊伯带天体的颜色范围广泛，从中性灰到深红不等，表明它们的表面由各种化合物组成，从冰到碳氢化合物不等。[83]天文学家原本预期柯伊伯带天体会均匀变暗，因受到宇宙射线的影响，大部分易失性冰从表面消失。[84]针对这一差异提出了各种解决方案，包括撞击或气体排放的重新表面处理。[82]Jewitt和Luu在2001年对已知的柯伊伯带天体进行的光谱分析发现，颜色变化过大，难以用随机碰撞来解释。人们认为，太阳辐射可能已经化学改变了柯伊伯带天体表面的甲烷，产生了硫醇等物。鸟神星已被证实具有许多源自于甲烷wán辐射处理的碳氢化合物，包括乙烷、乙烯和乙炔。[81][85]

最大的柯伊伯带天体，如冥王星和类星体，其表面富含甲烷、氮气和一氧化碳等挥发性化合物。这三种化合物在最大的柯伊伯带天体中的相对丰度与其表面重力和环境温度直接相关，这决定了它们可以保留哪些化合物。[81]水冰已在几个柯伊伯带天体中被探测到，例如中型天体如38628 Huya和20000 Varuna，[86]以及一些小物体。在大型和中型物体上发现的结晶冰，包括50000 Quaoar，在那里也发现了氨合物，可能表明过去的构造活动受到了氨存在降低熔点的帮助。[81][23]

起源

柯伊伯带的确切起源及其复杂的结构仍不清楚，因此天文学家在等待泛星计划（Pan-STARRS）以及大口径全景巡天望远镜的结果，这些望远镜可能会揭示许多目前未知的柯伊伯带天体。[4]Pan-STARRS1于2014年完成了其主要科学任务，并于2019年发布了其巡天数据，帮助揭示了更多的柯伊伯带天体。[87][88][89]

柯伊伯带（喻京川太空美术作品）
柯伊伯带（喻京川太空美术作品）

柯伊伯带被认为包含许多微行星，它们是太阳周围原始原行星盘的碎片，因未能成功地结合成行星，而形成较小的天体，最大的直径不到3000公里。对冥王星和冥卫一上陨石坑数量的研究表明，这些天体是直接形成为直径数十公里范围内的大型天体，而不是由更小的、大约公里级的天体吸积而成。[24]这些较大天体形成的假设机制包括集中在湍流原行星盘[90][91]或流动不稳定性中的漩涡之间的卵石云的重力坍tān缩，碎裂后可能会形成双星。[92][93]

现代计算机模拟显示，柯伊伯带受到木星和海王星的强烈影响。并且天王星和海王星不可能在它们目前的位置形成，因为在这个范围内存在的原始物质太少，无法形成如此高质量的天体。据估计，这些行星是在距离木星更近的地方形成的。太阳系早期的星子散射会导致巨行星轨道的迁移：土星、天王星和海王星向外移动，而木星向内移动。最终，这些行星的轨道达到了精确的1:2共振点；也就是说，土星绕太阳一圈，木星绕太阳两圈。这种共振引力引起的拉力破坏了天王星和海王星轨道的稳定性，导致它们向外扩散到穿越原始星际盘的高离心率轨道上。[25][94][95]

虽然海王星的轨道高度偏心，但其平均运动共振重叠，微行星的轨道演化混乱，导致微行星向外漂移至海王星的1:2共振，形成低倾角天体的动态冷带。随后，海王星的轨道向外扩展至目前位置，捕获并保持许多微行星在共振中。其他微行星演化至高倾角和低偏心率轨道，并逃离共振进入稳定轨道。更多微行星向内分散，一部分被捕获为木星的特洛伊小行星、不规则卫星和外带小行星。其余被木星再次向外散射，大多数被喷射出太阳系，使柯伊伯带数量减少了99%或更多。[25][95]

“尼斯模型”复现了柯伊伯带的一些特征，例如“冷”和“热”群体、共振天体和分散盘，但无法解释其分布的某些特征。模型预测经典柯伊伯带轨道的平均偏心率高于观测值（0.10-0.13与0.07），并且预测的高倾角天体太少。[25]修改后的模型以五颗巨行星为始点，其中有一颗处于平均运动共振中的额外的冰巨星。共振链被打破后，冰巨星没有分散到圆盘中，而是首先向外迁移几个天文单位。这种发散的迁移最终导致共振交叉，破坏行星轨道的稳定。这颗额外的冰巨星遇到了土星，并向内分散到穿越木星的轨道上，经过一系列的遭遇后被从太阳系中弹出。然后剩余的行星继续迁移，直到星子盘几乎耗尽，小部分留在不同的位置。[96]

与最初的尼斯模型一样，海王星迁移时捕获物体进入共振，一些留在共振中，另一些演化到更高倾角、更低偏心率的轨道上，并被释放到形成动态热经典带的稳定轨道上。[97]当海王星迁移到28个天文单位时，它与冰巨星相遇。而这次遭遇导致海王星的半长轴向外跳跃时，从冷带捕获到与海王星1:2平均运动共振的物体会作为44天文单位的局部浓度被留下。[98]沉积在冷带中的物体包括一些松散束缚的“蓝色”双星，它们起源于比冷带当前位置更近的地方。[99]如果海王星的偏心率在这次相遇期间保持较小，则可避免原始尼斯模型的轨道混沌演化，并保留原始冷带。[100]在海王星迁移的后期阶段，平均运动共振的缓慢扫描将偏心率较高的物体从冷带中移除，截断其偏心率分布。[101]

观测

2006年1月19日，第一艘探索柯伊伯带的航天器“新视野号”发射升空，并于2015年7月14日飞越冥王星。除了飞越冥王星之外，该任务的目标是定位和调查柯伊伯带中其他更远的天体。[26]2014年8月1日天文学家宣称在太阳系边缘的柯伊伯带发现了两个新的冰冻天体，这是他们在利用哈勃太空望远镜进行观测仅两周后就取得的发现。发现的两个天体距离地球约64亿公里，名称是1110113Y和0720090F。[102]10月15日，NASA宣布发现一些柯伊伯带天体，可能会成为新视野号的研究目标，并暂时将其命名为PT1（潜在目标1）、PT2和PT3。[70][103]次年8月，新视野号选择了第一个目标2014MU69[注9]。[104]2019年1月1日，新视野号在距离太阳43.4天文单位处飞掠名为“天涯海角”的柯伊伯带小行星2014MU69。返回的数据表明该小行星是一个长32公里，宽16公里的密接小行星。[105]

小行星2014MU69
小行星2014MU69

未来计划

学界已研究了至少两个返回轨道或登陆冥王星的任务概念，但没有计划进行“新视野”的后续任务。[106][107]除冥王星外，还存在许多新视野号无法访问的大型柯伊伯带天体，例如矮行星鸟神星（Makemake）和妊神星（Haumea）。泰雷兹阿莱尼亚航天公司研究了前往妊神星的轨道飞行任务[注10]的后勤工作。设计者乔尔·庞西（Joel Poncy）主张采用新技术，使航天器能够在10-20年或更短的时间内到达柯伊伯带天体并绕其运行。[108]

创神星（Quaoar）因位于太阳圈的“鼻子”附近，已经被考虑是探测星际物质的探测器的飞掠目标。约翰·霍普金斯大学应用物理实验室的庞图斯·布兰特（Pontus Brandt）和他的同事们研究了一个将在2030年飞掠创神星的探测器，然后继续通过日光层鼻子继续进入星际介质。布兰特和他的同事研究的任务将使用太空发射系统（SLS）发射，并借助木星飞掠来实现30km/s的速度。作者计算出，如果在2039年发射，轨道飞行器可能在17年的巡航时间后抵达小行星28978（Ixion）。[109][110][111]

柯伊伯带天体

自2000年以来，已经发现了许多直径在500至1500公里之间的柯伊伯带天体。创神星是2002年发现的经典柯伊伯带天体，直径超过1200公里，2005年又发现了鸟神星以及妊神星。[4]截至2023年，已发现的柯伊伯带天体的数目约4000颗。根据它们轨道的大小和形状，柯伊伯带天体可分为经典柯伊伯带天体[注11]、共振柯伊伯带天体[注12]、离散柯伊伯带天体[注13]、游离柯伊伯带天体[注14]。如下图所示，红色点为太阳，蓝色为行星（土星、木星、天王星、海王星），紫色为木星-特洛伊群小行星，绿色点为经典柯依伯带天体，橙色为离散柯依伯带天体。[21]

已知柯伊伯带天体分布图
已知柯伊伯带天体分布图

海卫一

海王星在迁移期间被认为捕获一颗大型柯伊伯带天体海卫一，它是太阳系中唯一具有逆行轨道（即与海王星自转相反的轨道）的大型卫星。海卫一是从周围太空捕获的一个完全成形的天体，天体的引力捕获并不容易：它需要某种机制来减缓天体的速度，使其被更大的天体引力所捕获。一种可能的解释是，海卫一在遇到海王星时是双星系统的一部分。海王星将双星系统的另一成员抛射出去，来捕获海卫一。海卫一的直径仅比冥王星大14%，对两个世界的光谱分析表明它们的表面主要由相似的物质组成，例如甲烷和一氧化碳。这些都表明海卫一曾经是一个被海王星在其向外迁移过程中捕获的柯伊伯天体。[112][15]

海卫一
海卫一

冥王星

冥王星是柯伊伯带中的一颗矮行星。自从1930年冥王星被发现之后，它就被列为“太阳系九大行星”之一。但后来天文学家发现冥王星和太阳系中其他行星之间存在一定程度的差异，因此冥王星的行星地位备受争议。一直到1978年，当冥卫一卡戎被发现后，科学家们才通过冥王星和卡戎之间的引力第一次正确测算出冥王星的质量。最后发现，冥王星的质量只有地球质量的0.24%，是其轨道上所有其他天体质量之和的7%，不足以清除其轨道。在确认冥王星-卡戎星冥卫双天体系统后，2006年根据国际天文学联合会颁布的《行星定义》将冥王星分类为矮行星。后美国西南研究院（SwRI）的科学家们结合NASA新视野号对冥王星的探测数据和罗塞塔探测器对67P彗星的观测数据，对此进行分析后提出冥王星是由大约10亿颗彗星或者其他柯伊伯带天体构造而成。[113][114]

冥王星与卡戎
冥王星与卡戎

卫星

阋神星、冥王星、共工、鸟神星、妊神星和创神星都拥有卫星，其中两个拥有不止一颗卫星。柯伊伯带中较大的柯伊伯带天体拥有卫星的比例高于较小的天体，这表明不同的形成机制是造成这种现象的原因。[115]据估计，大约11%的柯伊伯带天体存在于双星（两个质量足够接近的物体“彼此”绕轨道运行）中，例如冥王星-卡戎双星。[15]

参考资料 115

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注释

  1. 1天文单位=1.496×108千米
  2. 即1992QB1
  3. 在天文动力学，架构在标准假说下的任何轨道都必须是圆锥切面的形状。圆锥切面的离心率，轨道离心率是定义轨道形状的重要参数，而且定义了绝对的形状。离心率可以解释为形状从圆形偏离了多少的程度。
  4. 该圆盘由“原始星团的残余物组成，这些星团失去了许多成员，成为流浪小行星，就像开放星系团溶解成恒星时发生的情况一样”。
  5. 最早是荷兰天文学家奥尔特在1950年假设的，是超出50000天文单位之外的一个巨大球壳。他被认为是长周期彗星的起源点，即像海尔-波普彗星那样，轨道持续数千年的彗星。
  6. 冥王星的直径为2376.6±3.2千米
  7. 与海王星有着相同的轨道与周期的小行星
  8. 阋神星、冥王星、共工、鸟神星、妊神星和创神星。
  9. 绰号为“天涯海角（Ultima Thule）”，之后命名为小行星486958（486958 Arrokoth）。
  10. 这是一项高度优先的科学目标，这是因为它是包括多个其他TNO以及妊神星的环和两颗卫星的一个碰撞系列的母体的地位。
  11. 距离太阳40~47天文单位，它们的轨道偏心率和半长径适中，由于它们从来不接近海王星，不会被海王星的引力散射出去，因此轨道比较稳定，这类天体的轨道最接近已有的动力学模型，因而被称为经典柯伊伯带天体。第一个被发现的柯伊伯带天体1992 QB1(现名Albion)就是经典柯伊伯带天体。
  12. 这类天体位于海王星平运动共振(Mean motion resonance)轨道上，这意味着它们的轨道周期和海王星轨道周期的具有固定的比值。如冥王星在与海王星3:2的平运动共振轨道上，在这个轨道上布满了柯伊伯带天体，这些天体围绕太阳公转两圈的时间内，海王星绕太阳公转了三圈。“共振”起了稳定柯伊伯带天体轨道的作用，防止了这些天体太过向海王星靠近。
  13. 这类天体的轨道偏心率可达0.8，这些天体的共同特点是，在近日点时，来自海王星的引力摄动足以把它们弹射到现在观测到的大倾角的轨道上。第一个确认的离散KBO是1996 TL66（偏心率=0.6，近日点距离=35天文单位，直径=600千米）。
  14. 这类天体的轨道近日点超过40AU，这类天体的共同特点是，来自海王星的摄动引力对它们并不重要，它们的大近日点距离
    可能是在过去和某种其他的力作用的结果。第一个已知的例子是2000 CR105(近日点距离=44天文单位)，最有名的例子是
    90377 Sedna(近日点距离=76天文单位)。
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