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凱伯帶

太陽系在海王星軌道外側的黃道面附近、天體密集的中空圓盤狀區域

凱伯帶（英語：Kuiper belt），又稱作倫納德-凱伯帶，另譯柯伊伯帶，位於太陽系的海王星軌道（距離太陽約30天文單位）外側，在黃道面附近的天體密集圓盤狀區域[1]。凱伯帶的假說最先由美國天文學家弗雷德里克·倫納德提出，十幾年後傑拉德·凱伯證實了該觀點。凱伯帶類似於小行星帶，但範圍大得多，它比小行星帶寬20倍且重20至200倍[2][3]。如同主小行星帶，它主要包含小天體或太陽系形成的遺蹟。雖然大多數小行星主要是岩石和金屬構成的，但大部分凱伯帶天體在很大程度上由冷凍的揮發成分（稱為「冰」），如甲烷、氨和水組成。凱伯帶至少有四顆矮行星：冥王星、妊神星、鳥神星和鬩神星。一些太陽系中的衛星，如海王星的海衛一和土星的土衛九，也被認為起源於該區域[4][5]。

在凱伯帶已知天體，數據源自小行星中心。 在主帶天體顏色為綠色，而分散的天體為橙色。四個外側行星是藍色的。海王星幾顆已知的特洛伊為黃色，而木星的為粉色。分散在木星軌道和凱伯帶之間的天體被稱作半人馬小行星。圖中單位為天文單位。底部明顯的缺口是由於很難把他們從銀河背景中分辨出來
「Kuiper belt」的各地常用名稱
中國大陸柯伊伯帶
臺灣古柏帶
港澳柯伊伯帶

凱伯帶的位置處於距離太陽40至50天文單位的低傾角軌道上。該處過去一直被認為空無一物，是太陽系的盡頭所在。但事實上這裏滿佈着直徑從數公里到上千公里的冰封微行星。凱伯帶的起源和確實結構尚未明確，目前的理論推測是其來源於太陽原行星盤上的碎片，這些碎片相互吸引碰撞，但最後只組成了微行星帶而非行星，太陽風和物質會在此處減速。

凱伯帶有時被誤認為是太陽系的邊界，但太陽系還包括向外延伸兩光年之遠的奧爾特雲。凱伯帶是短週期彗星（如哈雷彗星）的來源地。自冥王星被發現以來，就有天文學家認為其應該被排除在太陽系的行星之外。由於冥王星的大小和凱伯帶內大的小行星大小相近，20世紀末更有主張其應被歸入凱伯帶小行星的行列當中；而冥王星的衛星則應被當作是其伴星。2006年8月，國際天文聯會將冥王星剔出行星類別，並和穀神星與新發現的鬩神星一起歸入新類型的矮行星。

凱伯帶不應該與假設的奧爾特雲相混淆，後者比前者遙遠一千倍以上。凱伯帶內的天體，連同離散盤的成員和任何潛在的奧爾特雲天體被統稱為海王星外天體（TNOs）[6]。冥王星是在凱伯帶中最大的天體，而第二知名的大海王星外天體，則是在離散盤的鬩神星。

歷史

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1930年發現冥王星之後，很多人都猜測它可能不是該區域內唯一的一顆星體。幾十年來，對凱伯帶是否存在、存在形式一直有各種不同的猜測，但直到1992年才發現其存在的第一個直接證據。對凱伯帶的本質和數量的各種不同猜想以及不連續性，導致難以確定誰才是最早提出且值得讚許的原創者。

假設

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最早提出海王星之外還有天體群存在的天文學家是弗雷德里克·查爾斯·倫納德。在克萊德·湯博於1930年發現冥王星後不久，倫納德就思索：「冥王星不太可能是海王星外唯一的天體，是否還有一連串的海王星外天體等待被發現，冥王星只是第一顆，其它的成員註定最終還是會被檢測到」[7]。就在同一年，天文學家阿爾敏·奧托·洛伊施納提出冥王星「可能是有待發現的許多長週期行星之一」[8]。

 
天文學家傑吉拉德·凱伯，凱伯帶就是以他的名字命名的

在1943年，肯尼斯·埃奇沃斯（英語：Kenneth Edgeworth）在英國天文協會期刊上投書假設，在海王星之外的區域，原始太陽星雲內的物質在空間內散佈得太廣泛，因此只能凝聚成較小的天體而難以凝聚成行星。由此，他得出結論：相對較小但大量的天體佔據太陽系的行星之外廣大的空間[9]，並且，年復一年，它們中的某一個偶然會從它們的球殼遊蕩到內太陽系[10]，成為拜訪太陽系內部的彗星之一。

在1951年，傑拉德·凱伯於發表在天文物理學期刊上的一篇文章中推測，太陽系在演化的早期，會形成一個類似的圓盤，不過他認為這個狹長的圓盤現在已經不存在了。據説凱伯是基於他那個時代常見的假設來行動，即冥王星被認為和地球一樣大小，因此能夠將那些小天體拋射至奧爾特雲或太陽系之外。如果凱伯的假說是正確的，那麽今天就不會有一個「凱伯帶」了[11]。

這個假設在其後十年有各種不同的形式。在1962年，物理學家艾利絲泰爾·卡麥倫（英語：Alastair G. W. Cameron）假設在太陽系的邊緣有大量的小天體存在[12]。在1964年，弗雷德·惠普爾提出著名且通俗化的彗星髒雪球假說，並假設有一個足夠大的彗星帶，也許質量大到被認為可以影響天王星的軌道，造成差異而引發對X行星的搜尋[13]。然而，觀察結果推翻了這個假說[12]。

在1977年，查爾斯·科瓦爾發現軌道介於土星和天王星之間的冰小行星(2060) 查倫。他使用的是與克萊德·湯博在50年前發現冥王星相同，稱為閃爍比對器的設備[14]。在 1992年，另一顆小行星(5145) Pholus被發現有着相似的軌道[15]。現在，在木星和海王星之間存在着許多類似彗星的天體，被稱為半人馬小行星。半人馬小行星的軌道並不穩定，只有數百萬年的動力學生存時間[16]。在1977年發現小行星(2060)查倫之後，天文學家就推測有外來的儲藏所，經常補充半人馬小行星。

稍後，從對彗星進一步的研究，發現凱伯帶存在的證據。已經知道一些彗星的壽命是有限的，因為當它們靠近太陽時，太陽的熱會導致揮發性的表面逐漸昇華至太空，使它們日漸消蝕。為了在太陽系的有生之年都有彗星的存在，它們就必須經常得到補充[17]。這種補充的區域之一就是奧爾特雲，最早是荷蘭天文學家奧爾特在1950年假設的，是超出50,000天文單位之外的一個巨大球殼[18]。奧爾特雲被認為是像海爾·波普彗星這種軌道長達數千年的長週期彗星的起源地。

然而，還有另一種週期短於200年的彗星族群，像是哈雷彗星，稱為短週期彗星或週期彗星。在20世紀的70年代，發現的短週期彗星越來越多，而它們的性質並不符合起源自奧爾特雲的說法[19]。來自奧爾特雲的天體要成為短週期彗星，它首先要被巨大的行星俘獲。在1980年，烏拉圭大學的天文學家茱麗歐安潔費南德茲（英語：Julio Ángel Fernández）首先在皇家天文學會月刊指出，來自奧爾特雲被送入內太陽系的600顆彗星，幾乎是每一顆短週期彗星，都會被彈入星際空間。他考慮觀測到的彗星數量，推測在35至50天文單位之處應該有一個彗星帶[20]。接續費南德茲的工作，加拿大研究團隊的馬丁·鄧肯、湯姆·奎因和史考特·特里梅（英語：Scott Tremaine）在1988年大量使用電腦模擬，以確定所有觀測到的彗星是否都來自奧爾特雲。他們發現奧爾特雲不能解釋所有的短週期彗星，特別是聚集在黃道平面附近的短週期彗星，而來自奧爾特雲的彗星傾向於來自天空中的任意一點。添加入如同費南德茲所描述的一個帶，就可以與觀測匹配[21]。據說，因為「彗星帶」和「凱伯帶」這兩個單詞出現在費南德茲論文開頭的第一段裏，所以特里梅將這個假設的地區命名為凱伯帶[22]。

發現

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在冒納凱阿火山頂部的望遠鏡陣列, 在這裏「凱伯帶」被發現

1987年，當時在麻省理工學院工作的天文學家大衛·朱維特，對於「太陽系外圍的明顯空虛」越來越疑惑。[23]他鼓勵當時的研究生劉麗杏幫助他找到超越冥王星軌道的另一個天體，因為，他對她說，「如果我們不這樣做，沒有人會。」[24]使用在亞利桑那州基特峰國家天文台和在智利托洛洛山美洲際天文台的望遠鏡，朱維特和劉麗杏以與克萊德·湯博和查爾斯·科瓦爾幾乎相同的方式進行自己的搜索，與進行比較。[24]

最後，經過五年的搜索，於1992年8月30日，朱維特和劉麗杏宣佈「發現候選的凱伯帶天體」：小行星15760。[23]半年後，他們在該區域又發現了第二個天體，(181708) 1993 FW。[25]

起源

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外行星和凱伯帶的摹擬：（a）木星和土星2:1共振之前，（b）在海王星軌道遷徙之後，凱伯帶天體被散射至太陽系內（c）凱伯帶天體被木星排斥之後

凱伯帶的複雜結構和精確的起源仍是不清楚的，因此天文學家在等待泛星計劃（Pan-STARRS）望遠鏡巡天的結果，應該會揭露更多目前不知道的凱伯帶天體，並在測量後對它們有更多的了解。[2]

凱伯帶被認為包含許多微行星，它們是來自環繞着太陽的原行星盤碎片，它們因為未能成功的結合成行星，因而形成較小的天體，最大的直徑都小於3,000公里。

近代的電腦模擬顯示凱伯帶受到木星和海王星極大的影響，同時也認為即使是天王星或海王星都不是在土星之外的原處形成的，因為只有少許的物質存在於這些地區，因此如此大的天體不太可能在該處形成。換言之，這些行星應該是在離木星較近的地區形成的，但在太陽系早期演化的期間被拋到了外面。1984年，胡利奧·安赫爾·費南德茲（英語：Julio Ángel Fernández）和葉永烜的研究認為與被拋射天體的角動量交換可以造成行星的遷徙[26][27]。終於，軌道的遷徙到達木星和土星形成2:1共振的確切位置：當木星繞太陽運轉兩圈，土星正好繞太陽一圈。引力如此的共振所產生的拉力，最終還是打亂了天王星和海王星的軌道，造成它們的位置交換而使海王星向外移動到原始的凱伯帶，造成了暫時性的混亂[28]。當海王星向外遷徙時，它激發和散射了許多外海王星天體進入更高傾角和更大離心率的軌道[29]。

然而，目前的模型仍然不能說明許多分佈上的特徵，引述其中一篇科學論文的敘述[30]：這問題「繼續挑戰分析技術和最快速的數值分析軟件和硬件」。

組成

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以最完整的範圍，包括遠離中心最外側的區域，凱伯帶大約從30天文單位伸展到55天文單位。然而，一般認為主要的部份（參考下文）只是從39.5天文單位的2:3共振區域延展到48天文單位的1:2共振區域。凱伯帶非常的薄，主要集中在黃道平面上下10度的範圍內，但還是有許多天體散佈在更寬廣數倍的空間內。總之，它不像帶狀而更像花托或甜甜圈（多福餅）[31]。而且，這意味着凱伯帶對黃道平面有1.86度的傾斜[32]。

 
以半長軸為準的軌道分類

由於存在着軌道共振，海王星對凱伯帶的結構產生了重大的作用。在與太陽系年齡比較的時標上，海王星的引力使在某些軌道上的天體不穩定，不是將她們送入內太陽系內，就是逐入離散盤或星際空間內。這在凱伯帶內製造出一些與小行星帶內的柯克伍德空隙相似的空白區域。例如，在40至42天文單位的距離上，沒有天體能穩定的存在於這個區間內。無論何時，在這個區間內被觀測到的天體，都是最近才進入並且會被移出到其他的空間[33]。

傳統凱伯帶天體

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主條目：傳統凱伯帶天體

大約在~42至~48天文單位，雖然海王星的引力影響已經是微不足道的，而且天體可以幾乎不受影響的存在着，這個區域就是所謂的傳統凱伯帶，並且目前觀測到的凱伯帶天體有三分之二在這一區域[34][35]。因為近代第一個被發現的凱伯帶天體是1992 QB1，因此它被當成這類天體的原型，在凱伯帶天體的分類上稱為QB1天體[36][37]。

傳統的凱伯帶向來是兩種不同族群的綜合體，第一類是"dynamically cold"的族群，比較像行星：軌道接近圓形，軌道離心率小於0.1，相對於黃道的傾角低於10度（它們的軌道平面貼近黃道面，沒有太大的傾斜）。第二類是"dynamically hot"的族群，軌道有較大的傾斜（可以達到30度）。這兩類會有這樣的名稱主要並不是因為溫度上的差異，而是以微小的氣體做比喻，當它們變熱時，會增加它們的相對速度[38]。這兩種族群不僅是軌道不同，組成也不同，冷的族群在顏色比熱的紅，暗示它們在不同的環境形成。熱的族群相信是在靠近木星的地區形成，然後被氣體巨星拋出。而另一方面，冷的族群雖然也可能是海王星在向外遷徙時清掃出來的，但無論是較近或較遠，相信是在比較靠近目前所在的位置形成的[2][39]。

共振

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主條目：共振外海王星天體
 
QB1天體、冥族小天體和鄰近散射天體的分佈

當一個天體的軌道週期與海王星有明確的比率時（這種情況稱為平均運動共振），如它們的相對基線是適當的，它們可能被鎖定在與海王星同步的運動，以避免受到攝動而使軌道變得不穩定。如果天體在這種正確的軌道上，在實例上，如海王星每繞太陽三週它便會繞行二週，則每當它回到原來的位置時，海王星總比它多運行了半條軌道的距離，因為這時海王星在軌道上繞行了1.5圈。這就是所謂的2:3（3:2）的軌道共振，這種軌道特徵的半長軸大約是39.4天文單位，而已知的2:3共振天體，包括冥王星和他的衛星在內，已經超過200個[40]，而這個家族的成員統統歸類為冥族小天體。許多冥族小天體，包括冥王星，都會穿越過海王星的軌道，但因為共振的緣故，永遠不會與海王星碰撞。其中有一些，像是歐侉爾和伊克西翁的大小，都已經大到可以列入類冥矮行星的等級[41][42]。冥族小天體有高的軌道離心率，因此它們當初原本應該不是在現在的位置上，而是因為海王星的軌道遷徙被轉換到這里的[43]。1:2共振（每當海王星轉一圈，它才完成半圈）的軌道半長軸相當於47.7天文單位，但數量稀稀落落的[44]，這個族群有時會被稱為1:2共振群（twotino）。較小的共振族群還有3:4、3:5、4:7和2:5.[45]。海王星也有特洛伊小行星，它們位於軌道前方和後方的L4和L5的重力穩定點上。海王星特洛伊有時也被稱為與海王星1:1共振群。海王星特洛伊在它們的軌道上是穩定的，但與被海王星捕獲有所不同，它們被認為是沿着軌道上形成的[43]。

另外，還沒有明確的理由可以解釋在半長軸小於39天文單位的距離內缺乏共振的天體。當前被接受的假說是這些天體在海王星遷徙時被驅離了，因為這個區域在遷移中是軌道不穩定的地區，因此在這里的任何天體不是被掃清，就是被海王星的重力拋出去[46]。

凱伯斷崖

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圖示為凱伯帶天體與太陽距離的數量關係

海王星1:2共振軌道之外已知的小行星數量非常少，看起來是個邊界，但還不能確定這是傳統凱伯帶外側的邊界，還是只是一個寬闊的空隙。觀測到2:5共振的距離大約在55天文單位，被認為在傳統凱伯帶之外；然而，預測上在傳統凱伯帶與共振帶之間的大量天體尚未被觀測到[43]。

早期的凱伯帶模型認為在50天文單位之外的大天體數量應該增加二個數量級[47]，因此，這突然的數目下降，被稱為「凱伯斷崖」，是完全未被預料到的，並且它的原因至今仍不清楚。伯恩斯坦和屈林（Trilling）等人發現直徑在100公里或更大的天體在50天文單位的距離上確實突然減少的證據，並不是觀測上造成的偏差。可能的解釋是在那個距離上的物質太缺乏或太分散，因此不能成長為較大的天體；或者是後續的過程摧毀了已經形成的天體[48]。日本神戶大學的向井正和帕特里克·萊卡維卡（Patryk Lykawka）則主張一個大小有如地球而尚未曾被看見的行星與此有關[49][50]，並且可能在未來的10年內發現這個天體[51]。

探測

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凱伯帶天體小行星486958（綠色圓圈），「新視野號」凱伯帶天體任務的選定目標
主條目：新視野號

2006年1月19日，第一艘以探索凱伯帶為任務的太空船新視野號發射升空。該任務是由美國西南研究院首席研究員艾倫·斯特恩（英語：Alan Stern）所領導的一個團隊提出。新視野號太空船已於2015年7月14日抵達了冥王星，如果條件允許，它將繼續對另外尚未確定的凱伯帶天體繼續研究。任何選擇的凱伯帶天體將是40和90公里（25至55英里）的直徑，在理想情況下是白色或灰色，與冥王星的偏紅顏色有對比。

 
該圖顯示了小行星486958的位置和集合點的軌跡
 
「新視野號」的小行星486958彩色合成圖像顯示其紅色，暗示有機化合物。[52] 到目前為止，它是除冥王星及其衛星外唯一的被太空船訪問的凱伯帶天體

2014年10月15日，NASA宣佈發現一些凱伯帶天體，可能會成為新視野號的研究目標。[53]

2015年8月26日，選擇了第一個目標2014 MU69（綽號為「天涯海角（Ultima Thule）」，之後命名為小行星486958（486958 Arrokoth））。 航線調整於2015年10月下旬至11月上旬進行，將會導致2019年1月發生飛掠[54]。2016年7月1日，美國太空總署（NASA）批准了對「新視野」（New Horizo​​ns）的額外資助，以訪問該物體[55]。

2015年12月2日，新視野號在270 × 106公里（170 × 106英里） 處探測到了當時稱為1994 JR1（後來稱為15810 Arawn）的東西，這些照片顯示了物體的形狀和一個或兩個細節[56]。

在2019年1月1日，新視野號成功地飛掠了當時稱"天涯海角"的凱伯帶小行星2014 MU69（後來稱為Arrokoth），返回的數據表明Arrokoth是長32公里，寬16公里的密接小行星[57]。 新視野號上的Ralph儀器確認了Arrokoth是紅色。 在接下來的20個月中，飛掠的數據將繼續下載。

儘管已經研究了至少兩個返回軌道或降落在冥王星上的任務的概念，但沒有計劃進行「新視野」的後續任務[58][59]。 除冥王星外，還有許多新視野無法訪問的大型KBO，例如矮行星鳥神星(Makemake)和妊神星(Haumea)。 新任務將負責詳細研究和研究這些物體。 泰雷茲阿萊尼亞宇航公司（Thales Alenia Space）研究了前往妊神星的軌道飛行任務的物流[60]，這是一項高度優先的科學目標，這是因為它是包括多個其他TNO以及妊神星的環和兩顆衛星的一個碰撞系列的母體的地位。

設計研究和概念任務

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創神星(Quaoar)已經被考慮是探測星際物質的探測器的飛掠目標，因為它目前位於太陽圈的「鼻子」附近。 約翰·霍普金斯大學應用物理實驗室的龐圖斯·布蘭特（英語：Pontus Brandt）和他的同事們研究了一個在2030年代飛掠創神星的探測器，然後繼續通過太陽圈鼻子進入星際介質[61][62]。他們對創神星的興趣包括可能消失的甲烷大氣層和冰火山[61] 。布蘭特和他的同事研究的任務將使用太空發射系統(SLS)發射，並藉助木星飛掠來實現30 km/s的速度。2012年發表的一項研究得出結論，小行星28978（Ixion）和雨神星（Huya）也是最可行的目標之一[63]。 作者計算出，如果在2039年發射，經過17年的巡航，軌道飛行器可能抵達小行星28978。

太陽系外的凱伯帶

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主條目：岩屑盤
 
圍繞恆星HD 139664和HD 53143（英語：HD 53143）岩屑盤 - 攝像頭黑圈隱藏恆星圓盤顯示

到2006年，天文學家們已經解決了被認為是圍繞除了太陽之外的九個恆星的凱伯帶狀結構塵埃盤。它們似乎分為兩類：半徑超過50 AU的寬帶和半徑在20 AU到30 AU之間且邊界相對尖銳的窄帶（暫時類似於太陽系）[64]。除此之外，還有15–20％的太陽型恆星被觀測到紅外過量，這暗示了巨大的凱伯帶狀結構[65]。其他恆星周圍最著名的岩屑盤都還很年輕，但是右邊的兩幅圖像是由哈勃太空望遠鏡於2006年1月拍攝的，足夠老（大約3億年），已經穩定下來。 左圖是寬帶的「頂視圖」，右圖是窄帶的「邊緣視圖」[64][66]。凱伯帶中塵埃的電腦模擬表明，它年輕時可能類似於年輕恆星周圍的窄環[67]。

相關條目

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參考資料

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外部連結

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