海王星外天體

海王星外天體（Trans-Neptunian Object，TNO，也寫為transneptunian object）或海外天體是太陽系中其軌道的平均距離比海王星的半長軸（30.1 AU）還要長的小行星或其他天體。
通常，海外天體進一步分為傳統和共振的古柏帶天體，其中離散盤和獨立天體的類賽德娜天體是最遠的天體name="KB"。截至2020年10月，小行星目錄包含678顆已編號和超過2,000顆List of unnumbered trans-Neptunian objects。
第一顆海外天體是1930年發現的冥王星。直到1992年才發現了第二顆直接圍繞太陽運行的海外天體阿爾比恩。已知質量最大的TNO是鬩神星，其次是冥王星、妊神星、鳥神星和共工星。在海外天體的軌道上發現了超過80顆衛星。TNO在顏色中變化，並且是灰藍色（BB）或非常紅色（RR）。它們被認為是由岩石、無定形碳和揮發性冰（如水和甲烷）的混合物組成，並含有託林和其他有機化合物。
已知12顆半長軸大於150AU和近日點大於30AU的小行星，它們被稱為極端海王星外天體（ETNO）。
NASA未來規劃的任務“星際快車”星際探測器（Exploring Trans-Neptunian Objects with Interstellar Probe）將利用引力彈弓探索更多海外天體。初步報告列出了10個飛掠候選天體，包括創神星、共工星和亡神星等。

**歷史**

**冥王星的發現**
新視野號拍攝的冥王星影像
每個行星的軌道都受到其他行星的引力影響。在20世紀初，觀測到的天王星和海王星軌道與預期軌道之間的差異表明，在海王星之外還有一個或多個額外的行星。對這些的探索導致了1930年2月冥王星的發現，但後來發現冥王星太小，無法解釋這些差異。1989年 航海家2號 飛越海王星時，對海王星質量的修正估計表明，這個問題是虛假的。冥王星是最容易找到的，因為它在所有已知的海外天體中具有最亮的視星等，與大多數其它大型TNO相比，它對黃道的傾斜度也較低。

**後續的發現**
冥王星被發現後，美國天文學家克萊德·湯博繼續尋找類似的天體，但沒有發現。在很長一段時間內，沒有人蒐索其他TNO，因為人們普遍認為冥王星是海王星之外唯一的主要天體；直到2006年8月之前，冥王星一直被歸類為行星。直到1992年發現第二顆TNO，15760 阿爾比恩後，才開始系統地尋找更多的此類物體。對黃道周圍的一條寬闊的天空帶進行了拍攝，並對緩慢移動的天體進行了數值評估：發現了數百顆直徑在50至2500公里之間的TNO；2005年發現的鬩神星是已知質量最大的TNO。重新審視科學界長期以來關於大型TNO分類的爭論，其中包括像冥王星這樣的天體是否可以被認為是行星。冥王星和鬩神星最終被國際天文學聯合會歸類為矮行星。2018年12月，宣佈發現暱稱為"Farout"的18。Farout是迄今為止觀測到的最遙遠的太陽系天體，距離太陽約120AU，完成一個軌道需要738年。

**分類**
海外天體的分佈
歐拉圖顯示太陽系中天體的類型
根據它們與太陽的距離和它們的軌道參數，TNO被分為兩大類：古柏帶天體（KBO）和離散盤天體（SDO）name="KB"。右圖說明已知的海外天體（距離遠達70AU）相對於行星軌道和半人馬小行星的分佈，以供參考。不同的類別以不同的顏色表示。共振天體（包括海王星特洛伊）以紅色繪製，傳統古柏帶天體以藍色繪製。離散盤的天體向右延伸，遠遠超出圖，已知天體的平均距離超過500AU（賽德娜）和遠日點超過1,000AU（(87269) 2000 OO67）。

**古柏帶天體**
埃奇沃思-古柏帶包含與太陽的平均距離為30至約55AU的天體，通常具有接近圓形軌道，與黃道的傾角較小。埃奇沃思-古柏帶天體被進一步分類為與海王星鎖定在軌道共振中的共振海外天體，和沒有這種共振，在幾乎圓形軌道上移動，不受海王星幹擾，也被稱為QB1（cubewanos）的傳統古柏帶天體。共振海外天體有大量的子群，最大的是1:2共振（twotino）和以它們最突出的成員冥王星命名，有著2:3共振的冥族小天體（plutino）。傳統埃奇沃思-古柏帶的成員包括15760阿爾比恩、50000創神星和鳥神星。

**離散盤天體**
離散盤包含距離太陽更遠，軌道非常偏心和傾斜的天體。這些軌道是非共振和不與行星軌道交叉。一個典型的例子是已知質量最大的TNO，鬩神星。基於相對於海王星的蒂塞朗參數（TN），離散盤中的天體可進一步分為TN小於3的"傳統"離散盤天體（SDO，散射近）和TN大於3的獨立天體（ESDO，離散擴展）。此外，獨立天體的時間平均偏心率大於0.2。類賽德娜天體是獨立天體的另一個極端子群，其拱點距離如此之遠，以至於已經證實它們的軌道無法用來自巨行星的攝動來解釋，也不是通過與銀河潮汐的相互作用。

**物理特性**
回顧冥王星，迄今為止訪問量最大的古柏帶天體
考慮到排除最大的海王星外所有天體的視星等（>20），物理研究僅限於以下方面：- 最大天體的熱輻射（參見尺寸測定）- 色指數：這是比較使用不同濾鏡的視星等- 分析視覺和紅外線的光譜
研究顏色和光譜可以深入瞭解這些天體的起源及其與其它類型天體的潛在相關性，即半人馬小行星和一些巨型行星的衛星（海衛一、土衛九），它們被懷疑起源於古柏帶。然而，這些解釋通常是模糊的，因為取決於未知的顆粒尺寸，使得光譜可以擬合多種表面組成模型。更重要的是，小天體的光學表面受到強輻射、太陽風和微隕石的影響。因此，薄光學表面層可能與下面的表土層非常不同，並且不代表天體的整體組成。
小型TNO被認為是岩石和冰與一些有機（含碳）表面物質（如託林）的低密度混合物，能在其光譜中檢測到。另一方面，高密度的妊神星，2.6-3.3g/cm3，表明非冰含量非常高（與冥王星的密度相比：1.86g/cm3）。一些小型TNO的組成可能與彗星相似。事實上，一些半人馬小行星在接近太陽時會經歷季節性變化，使邊緣變得模糊（參見2060 凱龍和7968 埃爾斯特-皮薩羅）。然而，半人馬和TNO成員之間的比較仍然存在爭議。

**色指數Colours**
一些大型TNO的相對大小、反照率和顏色的插圖
一些大型TNO的相對大小、反照率和顏色的插圖
色指數是通過藍色（B），可見光（V），即黃綠色和紅色（R）濾鏡看到的天體視星等差異的簡單測量。該圖說明瞭除最大天體外的所有已知色指數（顏色略微增強）的天體。作為參考，兩顆衛星：Triton和Phoebe，半人馬小行星5145 Pholus和行星Mars被標繪在圖中（黃色標籤，且大小未依比例）。研究了顏色和軌道特性之間的相關性，以確認不同動力類別的不同起源理論：
*傳統古柏帶天體（cubewano）似乎由兩種不同顏色的群體組成：所謂的冷（傾斜度＜5°）群體，只顯示紅色；所謂的熱（傾斜度更高）群體，顯示從藍色到非常紅色的整個顏色範圍。最近基於深度黃道巡天數據的分析證實了低傾角（稱為核心）和高傾角（稱之為暈）天體之間的顏色差異。核心天體的紅色及其未受幹擾的軌道表明，這些天體可能是該帶原始成員的遺跡。
*離散盤天體顯示出與指向共同起源的熱傳統天體的顏色相似性。
然而，相對較暗的天體以及整個群體，都是紅色的（V − I=0.3–0.6），較大的天體通常顏色更中性（紅外指數V − I<0.2）。這種區別導致了一種觀點，即最大的天體表面覆蓋著冰，隱藏著下面更紅、更暗的區域。

**Spectra 光譜類型**
在TNO中，正如在半人馬小行星中一樣，存在著從藍灰色（中性）到非常紅色的顏色範圍很廣，但與半人馬不同，半人馬的雙模分為灰色和紅色半人馬，TNO的分佈似乎是均勻的。在可見的紅色和近紅外範圍中，光譜的反射率差異很大。中性天體呈現平坦的光譜，反射的紅色和紅外光與可見光譜一樣多。非常紅色的天體呈現陡峭的坡度，反射更多的紅色和紅外線。最近的分類嘗試（與半人馬共同）使用了從BB（藍色或中性，平均B − V