海王星外側天體

**海王星外天體**（**trans-Neptunian object**，**TNO**，也寫為 transneptunian object），是太陽系中其軌道平均距離比海王星的半長軸（30.1AU）還要長的任何小行星或其他天體。

通常，TNO 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塞德娜天體是最遠的天體
。截至 2020 年 10 月，小行星目錄包含 678 顆已編號和超過 2,000 顆未編號的 TNO。

第一顆海王星外天體是 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王星外天體 15760 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。在海王星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，並塗有托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，它們被稱為超海王星外天體（ETNO）。

NASA 來來可能的 Interstellar Prob (Exploring Trans-Neptunian Objects with Interstellar Probe) 利用重力助推 、初步報告列出了 10 個飛掠候選天體，包括 50000 創神星 (Quaoar)、225088 共工星 (Gonggong) 和 90482 亡神星 (Orcus)

## 歷史

### 冥王星的發現

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王星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，宣布發現暱稱為 "Farout" 的 2018 VG18。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

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）。右圖說明已知的海王星外天體（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王星外天體，和沒有這種共振，在幾乎圓形軌道上移動，不受海王星干擾，也被稱為 QB1（cubewanos）的傳統古柏帶天體。共振海王星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。類塞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

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（如托林）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

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。該圖說明了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干擾的軌道表明，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。

###  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 {=0.70，V − R {=0.39，例如 90482 亡神星（Orcus）到「RR」（非常紅，B − V {=1.08，V − R｛｛＝｝0.71，例如 90377 賽德娜（Sedna），並以 **BR** 和 **IR** 做為中間類。BR（中度藍紅）和紅外（中度紅色）在紅外波段 I，J 和 H 上差異最大。

表面的典型模型包括水冰、無定形碳、矽酸鹽 s 和由強輻射產生的名為托林的有機大分子。四個主要的托林用於擬合變紅坡度：

* 泰坦托林：據信由 90% 的 N2（氮）和 10% 的 CH4（甲烷）的混合物製成的。
* 海衛一托林：如上所述，但甲烷含量非常低（0.1%）。
* （乙烷）冰托林 I：據信由 86%H 
2O 和 14% C2H6（乙烷）的混合物製成。
* （甲醇）冰托林 II：由 80% H2O，16% CH3OH（甲醇）和 3% CO 
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做為兩個極端類別 BB 和 RR 的例證，建議了以下組合：

* 賽德娜（RR，非常紅）：24% 海衛一托林，7% 碳，10% N2，26% 甲醇，和 33% 甲烷
* 亡神星（BB，灰 / 藍）：85% 無定形碳， +4% 泰坦托林，和 11% H2O ice

### 尺寸大小和分佈

典型地，大（明亮）天體通常在傾斜軌道上，而不變平面主要是小而暗淡的天體。

很難估計 TNO 的直徑。對於具有眾所周知軌道元素（如冥王星）的非常大的天體，其直徑可以通過恆星的掩星精確量測。對於其他大型 TNO，可以通過熱量測來估計直徑。照明天體的光的強度是已知的（從天體到太陽的距離），人們假設天體的大部分表面處於熱平衡狀態（對於無空氣物體來說，這通常不是一個壞的假設）。對於已知的反照率，可以估計表面溫度，並相應地估計熱輻射強度。此外，如果已知物體的大小，就有可能預測到達地球的可見光和熱輻射量。一個簡化因素是，太陽幾乎以可見光和附近頻率發射其所有能量，而在 TNO 的低溫下，熱輻射以完全不同的波長（遠紅外）發射。

因此，有兩個未知數（反照率和大小），可以通過兩個獨立的量測（反射光和發射的紅外熱輻射的量）來確定。不幸的是，TNO 離太陽太遠使得溫度很低，因此大約在 60 微米的波長產生黑體輻射。這種波長的光不可能在地球表面觀察到，而只能從太空中觀察，例如史匹哲太空望遠鏡。對於地面觀測，天文學家通過遠紅外觀測黑體輻射的尾部。這種遠紅外輻射非常微弱，因此熱方法僅適用於最大的 KBO。對於大多數（小）天體，通過假設反照率來估計直徑。然而，發現的反照率範圍從 0.50 到 0.05，導致絕對星等 1.0 的天體大小範圍在 1,200-3,700km。

## 值得注意的天體

## 勘探

迄今為止，唯一一次主要針對海王星外天體的飛行任務是 NASA 的新視野號，它於 2006 年 1 月發射，並於 2015 年 7 月飛越冥王星系統，和在 2019 年 1 月飛越 486958 天空。

在 2011 年，一項設計研究探索了對創神星、塞德納、妊神星、鳥神星、和鬩神星的太空飛行器勘測。

在 2019 年，設計了對 TNOs 的一次包括軌道捕獲和多目標場景的任務。

在設計研究論文中研究的一些 TNO 是 2002 UX25、1998 WW31、和 47171 倫波（惡神星）。

人們經常假設存在海王星以外的行星，範圍從小於地球質量（次地球）到棕矮星不等，並以不同的理論為基礎，來解釋古柏帶和歐特雲的一些觀測或推測的特徵。最近有人提議使用 "新視野號" 太空飛行器的測距數據來規範這種假設天體的位置。

NASA 一直致力於成為 21 世紀卓越的星際先驅者而努力，一個有意到達星際介質的設計，還考慮了將飛越像塞德納這樣的天體，做為其中的一部分。總體而言，已經提出了在 20 世紀 20 年代發射這種類型太空飛行器的研究，並且將嘗試使用現有技術能比航海家更快一點。2018 年的一項星際前驅設計研究，包括在 20 世紀 30 年代訪問小行星 50000 創神星。

## 極端海王星外天體

在極端海王星外天體中，有三個高近日點天體被分類為塞德納族：90377 塞德納（Sedna）、{mpl|2012 VP| 113} 和 541132 Leleākūhonua。它們是近日點大於 70 au，距離遙遠的獨立天體。它們的高近日點使它們能保持足夠的距離，以避免來自海王星的重大引力攝動。先前對塞德納高近日點的解釋，包括在遙遠軌道上與未知行星的近距離相遇，以及隨機與恆星或太陽誕生星團的成員在太陽系附近的遠距離相遇。

## 在小說中

* 小說中的冥王星

## 相關條目

* 矮行星
* 中介行星
* 涅墨西斯星
* 第九行星
* 類塞德娜天體
* 太陽系小天體
* 海衛一（Triton）
* 堤喀

## 註解

## 參考資料

## 外部連結

* Nine planets, University of Arizona
* David Jewitt's Kuiper Belt site （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
  * Large KBO page （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* A list of the estimates of the diameters from johnstonarchive （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） with references to the original papers