カイパーベルト

海王星の軌道を越えたカイパーベルトにある既知の天体。（縮尺はAU単位。距離は縮尺どおりだが大きさは変わらない。黄色の円盤は火星の軌道とほぼ同じ大きさ。2015年1月時点の年代。 [ 1 ]）
  太陽
  木星トロヤ群
  巨大惑星:
  ケンタウロス
  海王星トロヤ群
  共鳴カイパーベルト
  古典的なカイパーベルト
  散乱ディスク

カイパーベルト( / ˈ k aɪ p ər /ⓘ） [ 2 ]は太陽系外縁部の恒星周円盤海王星の軌道から太陽30天文単位（AU）の距離から約50 AUまで。 [ 3 ]小惑星帯に似ていますが、はるかに大きく、幅は20倍、質量は20～200倍です。 [ 4 ] [ 5 ]小惑星帯と同様に、主に小天体または太陽系形成。多くの小惑星は主に岩石と金属メタン、アンモニア、水の凍結した揮発性（「氷」と呼ばれる）。カイパーベルトには、天文学者が一般に準惑星。 オルクス、冥王星、 [ 6 ]ハウメア、 [ 7 ]クワオアー、マケマケです。 [ 8 ]海王星のトリトンや土星のフェーベなど、太陽系の衛星、この地域で誕生した可能性があります。 [ 9 ] [ 10 ]

カイパーベルトは、1951年にこのベルトのようなものが存在すると推測したオランダの天文学者ジェラルド・カイパーにちなんで名付けられました。 [ 11 ]彼の前後にも、1930年代のケネス・エッジワースなど、同様の仮説を提唱した研究者がいました。 [ 12 ]このベルトの最も直接的な予測は、天文学者フリオ・アンヘル・フェルナンデスによるもので、1980年に海王星の向こうに彗星帯が存在することを示唆する論文を発表しました。[ 13 ] [ 14 ]これは短周期彗星の源となる可能性があります。[ 15 ] [ 16 ]

1992年に、冥王星（1930年）とカロン（1978年）以来初めてのカイパーベルト天体（KBO）である小惑星15760アルビオンが発見されました。 [ 17 ]発見以来、既知のKBOの数は数千に増加し、 直径100 km (62 mi)を超えるカイパーベルト彗星は10万個存在すると考えられています。 [ 18 ]カイパーベルトは当初、軌道周期が200年未満の周期彗星の主な発生源と考えられていました。1990年代半ば以降の研究により、このベルトは力学的に安定しており、彗星の真の起源は散乱円盤、つまり45億年前の海王星の外側への運動によって形成された力学的に活発な領域であることが示されました。[ 19 ]エリスのような散乱円盤天体は、太陽から100 AUも離れた極端に偏心した軌道を描いています。 [ a ]

カイパーベルトは、仮定上のオールトの雲とは異なる。オールトの雲はカイパーベルトより1000倍も遠く、ほぼ球形であると考えられている。カイパーベルト内の天体は、散乱円盤の天体やヒルズ雲またはオールトの雲の天体とともに、太陽系外縁天体(TNO)と総称される。[ 22 ]冥王星はカイパーベルトで最大かつ最も質量の大きい既知の天体であり、散乱円盤ではエリスに次いで最大かつ2番目に質量が大きい既知のTNOである。[ a ]冥王星はもともと惑星と考えられていたが、カイパーベルトの一部であるという地位により、2006年に準惑星に再分類された。冥王星はカイパーベルトの他の多くの天体と構成が似ており、その公転周期は海王星と同じ2:3共鳴を共有する「プルティノ」と呼ばれるKBOのクラスの特徴である。

カイパーベルトと海王星は太陽系の範囲を示す指標として扱われるかもしれないが、代替案としてはヘリオポーズや太陽の重力の影響が他の恒星の重力の影響と一致する距離（約100万キロメートルから150万キロメートルの間と推定される）が挙げられる。50,000と​125000  AU ）。[ 23 ]

歴史

擬似カラーの冥王星とカロン。

1930年の冥王星発見後、冥王星は単独で存在するのではないのではないかと多くの人が推測しました。現在カイパーベルトと呼ばれる領域は、数十年にわたり様々な形で仮説が立てられてきました。その存在を裏付ける直接的な証拠が初めて発見されたのは1992年のことでした。カイパーベルトの性質に関するこれまでの推測の数と多様性により、誰が最初に提唱したのかという点については依然として不確かなままです。[ 24 ] : 106

仮説

太陽系外惑星の存在を示唆した最初の天文学者はフレデリック・C・レナードでした。1930年にクライド・トンボーが冥王星を発見した直後、レナードは「冥王星には、一連の超海王星型天体の最初のものが発見された可能性があり、残りの天体はまだ発見されていないものの、いずれは発見される運命にある」と考えました。[ 25 ]同年、天文学者アーミン・O・ロイシュナーは、冥王星は「まだ発見されていない多くの長周期惑星の一つである可能性がある」と示唆しました。[ 26 ]

カイパーベルトの名にちなんで名付けられた天文学者ジェラルド・カイパー。

1943年、ケネス・エッジワースは英国天文学会誌において、海王星の外側の領域では、原始太陽系星雲内の物質は惑星へと凝縮するには間隔が広すぎるため、無数の小天体へと凝縮したという仮説を立てた。この仮説に基づき、彼は「惑星の軌道を越えた太陽系の外縁部は、非常に多数の比較的小天体によって占められている」[ 27 ] : xii と結論付け、時折、それらの天体の一つが「自身の領域から逸脱し、太陽系内部への訪問者として現れる」[ 27 ] : 2 と 結論付け、彗星となる。

1951年、ジェラルド・カイパーは『天体物理学：トピカルシンポジウム』誌に掲載された論文で、太陽系の進化の初期に同様の円盤が形成されたと推測し、その円盤は「散開銀河団が恒星に溶解するのと同様に、多くのメンバーを失い、はぐれた小惑星となった元の銀河団の残骸」で構成されていると結論付けた。[ 11 ]カイパーが1950年に行った講演に基づく別の論文『太陽系の起源』では、カイパーは「太陽系星雲の最外縁部、38から50星間単位（すなわち原始海王星のすぐ外側）」について記述し、「そこでは凝縮生成物（H 2 O、NH 3、CH 4などの氷）が形成され、その薄片がゆっくりと集まって、最大1 kmかそれ以上の大きさと推定されるより大きな集合体を形成したに違いない」と述べている。彼は続けて、「これらの凝縮が、彗星の大きさ、数、そして組成を説明できるようだ」と記した。カイパーによれば、「30から50天体単位の領域全体を横切る冥王星が、彗星を太陽系全体に散らばらせ始めた原因である」とされている。[ 28 ]カイパーは、冥王星は現在私たちが知っているよりもはるかに質量が大きく、そのためこれらの天体をオールトの雲、あるいは太陽系外へと散らばらせたという、当時一般的だった仮説に基づいて研究を進めていた。もしこれが正しければ、今日カイパーベルトは存在しないだろう。[ 29 ]

この仮説はその後数十年にわたり、様々な形をとった。1962年、物理学者アラステア・GW・キャメロンは「太陽系の外縁部に、膨大な量の微小物質が存在する」と仮定した。[ 27 ] : 14 1964年、彗星の構造に関する有名な「ダーティ・スノーボール」仮説を広めたフレッド・ウィップルは、「彗星帯」が、惑星Xの探索のきっかけとなった天王星の軌道の矛盾を引き起こすほど巨大であるかもしれない、あるいは少なくとも既知の彗星の軌道に影響を与えるほど巨大であるかもしれないと考えていた。[ 30 ]観測によってこの仮説は否定された。[ 27 ] : 14

1977年、チャールズ・コワルは土星と天王星の間の軌道を持つ氷の天体、2060 キロンを発見した。彼は点滅比較器を使用したが、これは約50年前にクライド・トンボーが冥王星を発見するのに使われたのと同じ装置だった。 [ 31 ] 1992年には、別の天体、5145 フォロスが同様の軌道で発見された。[ 32 ]今日、ケンタウロスと呼ばれる彗星のような天体の集団が木星と海王星の間の領域に存在することが知られている。ケンタウロスの軌道は不安定で、動的寿命は数百万年である。[ 33 ] 1977年のケイロンの発見以来、天文学者たちはケンタウロスはそのため外部の何らかの貯蔵庫によって頻繁に補充されているに違いないと推測してきた。[ 27 ] : 38

カイパーベルトの存在を裏付けるさらなる証拠は、後に彗星の研究から明らかになった。彗星の寿命には限りがあることは以前から知られていた。太陽に近づくと、その熱によって彗星の揮発性表面が宇宙空間に昇華し、徐々に拡散していく。太陽系の年齢を超えて彗星が観測され続けるためには、彗星は頻繁に補充されなければならない。[ 34 ]このような補充領域として提案されているのがオールトの雲である。これは、太陽から5万AUを超えて広がる球状の彗星群であると考えられており、 1950年にオランダの天文学者ヤン・オールトによって初めて仮説が立てられた。 [ 35 ]オールトの雲は、ヘール・ボップ彗星のように軌道が数千年続く長周期彗星の起源点であると考えられている。 [ 24 ] : 105

1980年、天文学者フリオ・フェルナンデスはベルトの存在を予言しました。フェルナンデスの論文の冒頭に「カイパー」と「彗星ベルト」という言葉が登場したことから、この仮説上の領域は「カイパーベルト」と呼ばれるようになったと言われています。[ 36 ]

短周期彗星あるいは周期彗星と呼ばれる別の彗星の集団があり、ハレー彗星のように軌道周期が200年未満の彗星で構成される。1970年代までには、短周期彗星の発見率は、それらがオールトの雲からのみ出現したという説とますます矛盾するようになった。[ 27 ] : 39 オールトの雲の天体が短周期彗星になるためには、まず巨大惑星に捕獲されなければならない。 1980年に王立天文学会月報に発表された論文で、ウルグアイの天文学者フリオ・フェルナンデスは、オールトの雲から太陽系内に送り込まれる短周期彗星1個につき、600個が星間空間に放出される必要があると述べた。彼は、観測された彗星の数を説明するには、35AUから50AUの範囲に及ぶ彗星帯が必要だと推測した。[ 37 ]フェルナンデスの研究を受け、1988年にマーティン・ダンカン、トム・クイン、スコット・トレメインからなるカナダのチームは、観測されたすべての彗星がオールトの雲から到来した可能性があるかどうかを判断するために、いくつかのコンピューターシミュレーションを実行した。彼らは、オールトの雲ではすべての短周期彗星を説明できないことを発見した。特に、短周期彗星は太陽系平面付近に密集しているのに対し、オールトの雲の彗星は空のあらゆる地点から到来する傾向があるためである。フェルナンデスが「ベルト」と表現したこの概念を定式化に加えることで、シミュレーションは観測結果と一致するようになった。[ 38 ]フェルナンデスの論文の冒頭に「カイパー」と「彗星帯」という言葉が登場したことから、トレメインはこの仮説上の領域を「カイパーベルト」と名付けたと言われている。[ 27 ] : 191

発見

マウナケア山頂の望遠鏡。カイパーベルトは左から4番目のUH88によって発見された。

1987年、当時MITにいた天文学者デイビッド・C・ジューイットは、「太陽系外縁部の見かけ上の空虚さ」にますます困惑するようになった。[ 17 ]彼は当時大学院生だったジェーン・ルーに、冥王星の軌道外の天体を探す自身の試みに協力するよう勧めた。「我々が見つけなければ、誰も見つけられない」と彼は彼女に言った。 [ 27 ]ジューイットとルーは、 アリゾナ州のキットピーク国立天文台とチリのセロ・トロロ汎米天文台の望遠鏡を使用して、クライド・トンボーとチャールズ・コワルが行ったのとほぼ同じ方法で、ブリンクコンパレーターを使用して探索を行った。[ 27 ] : 50 当初、プレートの各ペアの検査には約8時間かかりましたが、[ 27 ] : 51 、視野は狭かったものの、光を集める効率が良かっただけでなく (写真では10%しか集められないのに対し、CCDでは入射光の90%を集められる)、点滅処理をコンピュータ画面上で仮想的に実行できるようになったため、処理時間は短縮されました。今日では、CCDはほとんどの天文検出器の基礎となっています。[ 27 ] : 52, 54, 56 1988年、ジューイットはハワイ大学天文学研究所に異動しました。後にルーが彼に加わり、ハワイ大学のマウナケア山にある2.24m望遠鏡で研究を行いました。[ 27 ] : 57, 62 最終的に、CCDの視野は1024×1024ピクセルに拡大され、探索ははるかに迅速に実行できるようになりました。[ 27 ] : 65 最終的に、5年間の探索の後、ジューイットとルーは1992年8月30日に「カイパーベルト天体候補1992 QB 1の発見」を発表しました。[ 17 ]この天体は後に15760アルビオンと命名されました。6か月後、彼らはその領域で2番目の天体、(181708) 1993 FWを発見しました。[ 39 ] 2018年までに、2000を超えるカイパーベルト天体が発見されました。[ 40 ]

1992 QB 1 （2018年に命名された15760アルビオン）の発見後の20年間（1992～2012年）で、ベルト内で1000を超える天体が発見され、冥王星とアルビオンに加えて広大な天体ベルトが存在することが示されました。[ 41 ] 2010年代になっても、カイパーベルト天体の全範囲と性質はほとんどわかっていませんでした。[ 41 ]最後に、無人探査機ニューホライズンズが最初のカイパーベルト天体のフライバイを実施し、冥王星系（2015年）とその後アロコス（2019年）のより詳細な観測を提供しました。[ 42 ]

トランスネプチューン領域が初めて測量されて以来行われた研究により、現在カイパーベルトと呼ばれている領域は短周期彗星の起源ではなく、散乱円盤と呼ばれる連鎖した集団から派生したものであることが明らかになっている。散乱円盤は海王星が当時太陽にかなり近かった原カイパーベルトへと外側へ移動したときに形成され、その跡には海王星の軌道の影響を受けない力学的に安定した天体集団（カイパーベルト本体）と、近日点が十分に近いため海王星が太陽の周りを周回する際に依然として撹乱を受ける可能性がある集団（散乱円盤）が残された。散乱円盤は力学的に活動的であり、カイパーベルトは比較的力学的に安定しているため、散乱円盤は現在、周期彗星の起源として最も可能性の高いものと考えられている。[ 19 ]

名前

天文学者はエッジワースにちなんでエッジワース・カイパーベルトという別名を使うこともあり、KBOはEKOと呼ばれることもあります。ブライアン・G・マースデンは、どちらも真の功績に値しないと主張しています。「エッジワースもカイパーも、現在私たちが見ているものについてはほとんど何も書いていませんが、フレッド・ウィップルは書いていました」[ 27 ]。199 デイビッド・ジューイットは次のようにコメントしています。「どちらかといえば…カイパーベルトの予測に最もふさわしいのはフェルナンデスです」[ 29 ]。

KBOは「カイパーロイド」と呼ばれることもありますが、この名称はクライド・トンボーによって提案されました。[ 43 ]いくつかの科学団体は、このベルト内の天体に対して「トランスネプチューン天体」（TNO）という用語の使用を推奨しています。これは、この用語が他の用語よりも議論の余地が少ないためです。ただし、TNOにはカイパーベルト内の天体だけでなく、海王星の軌道を越えて太陽を周回するすべての天体が含まれるため、正確な同義語ではありません。 [ 44 ]

構造

カイパーベルトは、その最大範囲（外縁部を含むが散乱円盤は除く）でおよそ30～55 AUに広がる。ベルト本体は、一般的に39.5 AUの2:3平均運動共鳴（下記参照）からおよそ48 AUの1:2共鳴まで広がると考えられている。[ 45 ]カイパーベルトは非常に厚く、主な集中部は黄道面から最大10度外側まで広がり、より拡散した天体の分布はさらに数倍も外側まで広がっている。全体としては、ベルトというよりトーラスやドーナツに似ている。 [ 46 ]その平均位置は黄道に対して1.86度傾いている。[ 47 ]

海王星の存在は、軌道共鳴によりカイパーベルトの構造に大きな影響を与えている。太陽系の年齢に匹敵する時間スケールで、海王星の重力は特定の領域にあるあらゆる物体の軌道を不安定にし、それらを太陽系内部へ、あるいは散乱円盤や星間空間へと送り出す。このため、カイパーベルトの現在の配置には、小惑星帯のカークウッドの隙間に似た顕著な隙間が生じている。例えば、40 AUから42 AUの領域では、そのような時間にわたって安定した軌道を維持できる物体はなく、その領域で観測される物体は比較的最近そこに移動してきたに違いない。[ 48 ]

カイパーベルトの長半径と離心率の構造。プルティノはオレンジ色、その他の共鳴天体は赤色で示されている。非共鳴のホット・キュベワノは水色、コールド・キュベワノは濃青色で示されている。ハウメア衝突族はスレートブルーで示されている。注目すべき天体にはラベルが付けられている。

クラシックベルト

海王星との2:3共鳴と1:2共鳴の間、つまり約42～48 AUでは、海王星との重力相互作用が長期間にわたって起こり、天体は軌道を実質的に変化させずに存在することができます。この領域は古典カイパーベルトとして知られており、これまでに観測されたカイパーベルト天体の約3分の2を占めています。[ 49 ] [ 50 ]最初に発見された現代カイパーベルト天体（アルビオン、長らく1992 QB 1と呼ばれていました）はこのグループの原型と考えられているため、古典カイパーベルト天体はしばしばキュベワノス（「QB-1-os」）と呼ばれます。[ 51 ] [ 52 ] IAUが定めたガイドラインでは、古典カイパーベルト天体には創造に関連する神話上の存在の名前を付けることが求められています。[ 53 ]

古典的なカイパーベルトは、2つの異なる種族から構成されているように見える。1つは「力学的に冷たい」種族として知られ、惑星に似た軌道を持つ。ほぼ円形で、軌道離心率は0.1未満、傾斜角は最大約10°と比較的小さい（太陽系平面に斜めに接するのではなく、太陽系平面に近い位置にある）。この冷たい種族には、軌道長半径が44～44.5 AUの「カーネル」と呼ばれる天体が集中している。[ 54 ] 2つ目は「力学的に熱い」種族であり、軌道は黄道に対して最大30°と、はるかに傾いている。この2つの種族がこのように名付けられたのは、温度に大きな差があるからではなく、加熱されると相対速度が増加するガス中の粒子との類似性からである。[ 55 ] 2つの種族は軌道が異なるだけでなく、冷たい種族は色やアルベドも異なり、より赤く明るく、連星系の割合が大きく、[ 56 ]サイズ分布が異なり、[ 57 ]非常に大きな天体が欠けている。[ 58 ]動的に冷たい種族の質量は、熱い種の質量の約30分の1である。[ 57 ]色の違いは異なる組成を反映している可能性があり、異なる地域で形成されたことを示唆している。熱い種族は、海王星の元の軌道の近くで形成され、巨大惑星の移動中に散らばったと提案されている。 [ 4 ] [ 59 ]一方、冷たい種族は、緩い連星系が海王星との遭遇を生き残る可能性が低いため、ほぼ現在の位置で形成されたと提案されている。[ 60 ]ニースモデルは少なくとも部分的には組成の違いを説明できるようですが、色の違いは表面の進化の違いを反映している可能性も示唆されています。[ 61 ]

共鳴

軌道共鳴を強調した太陽系外縁天体の図。プルティノはオレンジ色、その他の共鳴天体は赤色で示されている。非共鳴のキュベワノと散乱円盤天体は青と灰色で示されている。
軌道の分類（軌道長半径の模式図）

天体の公転周期が海王星の公転周期と正確に一致する場合（平均運動共鳴と呼ばれる状態）、相対的な配置が適切であれば、その天体は海王星と同期した運動をすることができ、摂動を受けることもありません。例えば、ある天体が海王星の3周ごとに太陽を2周し、近日点に到達した時点で海王星が4分の1周分離れた場合、近日点に戻るたびに海王星は常に開始時とほぼ同じ相対位置にあります。なぜなら、海王星は1周を完了しているからです。+冥王星は、同じ時間に⁄ 2周回する惑星です。これは 2:3 (または 3:2) 共鳴として知られており、約 39.4 AU の特徴的な軌道長半径に対応します。この 2:3 共鳴には、冥王星とその衛星を含む約 200 個の既知の天体が含まれます。このことから、この族の天体はプルティノと呼ばれています。冥王星を含む多くのプルティノは、海王星の軌道と交差する軌道を持っていますが、共鳴しているため衝突することはありません。プルティノは軌道離心率が高く、現在の位置に本来あったのではなく、移動する海王星によって偶然に軌道に投げ込まれたことを示しています。 [ 63 ] IAU のガイドラインでは、すべてのプルティノは冥王星のように冥界の神々にちなんで命名されなければならないと規定されています。 [ 53 ] 1:2共鳴（その天体は海王星の軌道の半分を周回する）は、約47.7 AUの軌道長半径に相当し、まばらに存在する。 [ 64 ]その居住者は、ツーティノと呼ばれることもある。他の共鳴は、3:4、3:5、4:7、および2:5にも存在する。 [ 27 ]：104 海王星には、軌道の前後にある重力的に安定な領域であるラグランジュ点を占めるトロヤ群天体が多数ある。海王星トロヤ群は、海王星と1:1の平均運動共鳴にあり、非常に安定した軌道をとることが多い。

さらに、現在の共鳴では説明できない、軌道長半径が39 AU未満の天体が比較的少ないことが知られています。この原因として現在受け入れられている仮説は、海王星が外側へ移動するにつれて、不安定な軌道共鳴がこの領域を徐々に通過し、その結果、この領域内の天体が巻き上げられた、あるいは重力によってそこから押し出されたというものです。[ 27 ] : 107

カイパー崖

傾斜角が5度を超えるカイパーベルト天体の長半径のヒストグラム。39～40 AUと44 AUに、プルティノと「カーネル」のスパイクが見える。

47.8 AUの1 :2共鳴は、その先にはほとんど天体が知られていない端のように見える。これが実際に古典ベルトの外縁なのか、それとも広い隙間の始まりに過ぎないのかは明らかではない。古典ベルトのかなり外側、およそ55 AUの2:5共鳴では天体が検出されている。これらの共鳴の間の古典軌道には多数の天体が存在するという予測は、観測によって検証されていない。[ 63 ]

天王星や海王星、冥王星ほどの大きさの天体を形成するのに必要な原始質量の推定値に基づき、以前のカイパーベルトモデルでは、50 AUを超えると大きな天体の数が2倍に増えると示唆されていたため( 「質量と大きさの分布」の項を参照)、この突然の大幅な減少は予想外のことであり、現在まで原因は不明である。Bernstein、Trilling他( 2003 )は、半径100 km以上の天体が50 AUを超えると急激に減少するのは事実であり、観測の偏りによるものではないという証拠を発見した。考えられる説明としては、その距離では物質が少なすぎたり散らばりすぎたりして大きな天体に集積できなかったか、あるいはその後の過程によって大きな天体が除去または破壊されたことが挙げられます。[ 66 ]神戸大学のパトリック・リカフカは、地球か火星くらいの大きさの、目に見えない大きな惑星の重力が原因かもしれないと主張した。[ 67 ] [ 68 ] 2023年9月以前に利用可能なTNOデータの分析は、古典的なカイパーベルトの外縁にある物体の分布が、約72AUの隙間を持つ外側の主小惑星帯の分布に似ていることを示した。これは海王星との平均運動共鳴から遠く離れている。外側の主小惑星帯は、5.875AUの木星との5:6の平均運動共鳴によって引き起こされる隙間を示している。[ 69 ]

起源

外惑星とカイパーベルトを示すシミュレーション：（a）木星/土星1：2共鳴前、（b）海王星の軌道シフト後のカイパーベルト天体の太陽系への散乱、（c）木星によるカイパーベルト天体の放出後

カイパーベルトの正確な起源と複雑な構造は未だ解明されておらず、天文学者たちはパンスターズや将来計画されているLSSTなどの広視野サーベイ望遠鏡の完成を待ち望んでいます。これらの望遠鏡によって、現在未知の多くのKBOが発見されるはずです。[ 4 ]これらのサーベイは、これらの疑問への答えを見つけるのに役立つデータを提供します。パンスターズ1号は2014年に主要な科学ミッションを終了し、パンスターズ1号のサーベイの全データは2019年に公開され、さらに多くのKBOの発見に貢献しました。[ 70 ] [ 71 ] [ 72 ]

カイパーベルトは微惑星で構成されていると考えられている。微惑星とは、太陽の周りの元々の原始惑星円盤から完全に合体して惑星にならずに小さな天体に形成された破片で、最大のものは直径3,000キロメートル（1,900マイル）未満である。冥王星とカロンのクレーターの数を調べた研究では、小さなクレーターがほとんどないことが明らかになった。これは、そのような天体は、およそ数キロメートル規模のはるかに小さな天体から集積されたのではなく、直径数十キロメートルの範囲でかなり大きな天体として直接形成されたことを示唆している。[ 73 ]これらの大きな天体の形成メカニズムとしては、乱流原始惑星円盤の渦の間に集中した小石の雲の重力崩壊[ 60 ] [ 74 ]や流動不安定性[ 75 ]が挙げられる。これらの崩壊した雲は断片化して連星を形成する可能性がある。[ 76 ]

現代のコンピュータシミュレーションによると、カイパーベルトは木星と海王星の影響を強く受けていることが示されており、また、天王星も海王星も現在の位置では形成されなかったことも示唆している。その範囲には原始物質が少なすぎて、そのような高質量の天体を形成することはできなかったからである。代わりに、これらの惑星は木星により近い場所で形成されたと推定されている。太陽系の歴史の初期における微惑星の散乱は、巨大惑星の軌道の移動をもたらした。土星、天王星、海王星は外側に移動し、木星は内側に移動した。最終的に、軌道は木星と土星がちょうど 1:2 の共鳴に達する点まで移動した。つまり、土星が 1 周するごとに木星は太陽の 2 周する。このような共鳴の重力的な影響により、天王星と海王星の軌道は最終的に不安定になり、原始微惑星円盤を横切る大きな離心率の軌道上に散らばってしまいました。[ 61 ] [ 77 ] [ 78 ]

海王星の軌道は非常に離心率が高いが、平均運動共鳴が重なり、微惑星の軌道はカオス的に進化したため、微惑星は海王星の 1:2 共鳴まで外側に移動し、低傾斜角天体の力学的に冷たいベルトを形成した。その後、離心率が減少すると、海王星の軌道は現在の位置に向かって外側に拡大した。多くの微惑星はこの移動中に共鳴に捕獲されて留まり、他の微惑星はより傾斜角が高く離心率の低い軌道に進化し、共鳴から脱出して安定した軌道に変わった。[ 79 ]さらに多くの微惑星が内側に散乱し、その一部は木星トロヤ群、巨大惑星を周回する不規則衛星、外帯小惑星として捕獲された。残りは木星によって再び外側に散乱され、ほとんどの場合は太陽系から放出されて原始カイパーベルトの種族が 99% 以上減少した。[ 61 ]

現在最も広く支持されているモデルの原型である「ニースモデル」は、「冷たい」種族と「熱い」種族、共鳴天体、散乱円盤といったカイパーベルトの多くの特徴を再現しているが、分布の特徴の一部は依然として説明できていない。このモデルは、古典的なカイパーベルト軌道の平均離心率が観測値（0.07に対して0.10～0.13）よりも高いと予測しており、予測される軌道傾斜角分布には高軌道傾斜角天体が少なすぎる。[ 61 ]さらに、コールドベルトにおける連星天体の頻度も問題となっている。連星天体の多くは遠く離れており、緩く結合している。これらの連星天体は海王星との衝突時に分離したと予測されており[ 80 ]、コールドディスクは現在の位置で形成され、太陽系における唯一の真に局所的な小天体群を形成しているという説もある。[ 81 ]

ニースモデルの最近の修正では、太陽系は平均運動共鳴の連鎖にある5つの巨大惑星（追加の氷巨星を含む）で始まるとされている。太陽系形成から約4億年後、共鳴の連鎖は途切れる。氷巨星は円盤内に散らばる代わりに、まず数AU外側へ移動する。[ 82 ]この発散移動は最終的に共鳴交差につながり、惑星の軌道を不安定にする。余分な氷巨星は土星に遭遇し、木星を横切る軌道上に内側へ散らばり、一連の遭遇の後、太陽系から放出される。残りの惑星はその後、微惑星円盤がほぼ枯渇し、小さな断片がさまざまな場所に残るまで移動を続ける。[ 82 ]

オリジナルのニースモデルと同様に、天体は海王星が外向きに移動している間に共鳴状態に捕らえられる。あるものは共鳴状態にとどまり、他のものはより高傾斜でより低離心率の軌道に進化し、そして安定した軌道上に解放されて力学的に高温の古典的ベルトを形成する。ホットベルトの傾斜分布は、海王星が3000万年のタイムスケールで24 AUから30 AUに移動した場合に再現できる。[ 83 ]海王星が28 AUに移動すると、この氷巨星と重力的に遭遇する。コールドベルトから海王星との平均運動1:2の共鳴状態に捕らえられた天体は、この遭遇によって海王星の軌道長半径が外向きにジャンプしたときに、44 AUの位置に局所的に集中して取り残される。[ 84 ]コールドベルトに堆積した天体には、コールドベルトの現在の位置よりも近い場所から発生した、緩く結合した「青い」連星もいくつか含まれる。[ 85 ]この遭遇時に海王星の離心率が小さいままであれば、元のニースモデルの軌道の混沌とし​​た進化は避けられ、原始的な寒冷帯が保存されます。[ 86 ]海王星の移動の後期段階では、平均運動共鳴のゆっくりとした掃引により、より高い離心率の天体が寒冷帯から除去され、その離心率分布が切り捨てられます。[ 87 ]

構成

エリスと冥王星の赤外線スペクトル。共通のメタン吸収線が強調されている。

カイパーベルト天体は太陽や主要な惑星から遠く離れているため、他の太陽系天体の形成や変化をもたらしたプロセスの影響を比較的受けていないと考えられています。そのため、その組成を決定すれば、最古の太陽系の構成に関する重要な情報が得られるでしょう。[ 88 ]カイパーベルト天体はサイズが小さく、地球から非常に遠いため、化学組成を特定することは非常に困難です。天文学者が天体の組成を決定する主な方法は分光法です。天体の光をその構成色に分解すると、虹に似た像が形成されます。この像はスペクトルと呼ばれます。異なる物質は異なる波長の光を吸収するため、特定の天体のスペクトルを解析すると、その中の物質がその特定の波長の光を吸収した場所に暗い線（吸収線と呼ばれる）が現れます。すべての元素または化合物には独自の分光学的特徴があり、天体のスペクトル全体の「指紋」を読み取ることで、天文学者はその組成を決定することができます。

分析によると、カイパーベルト天体は岩石と水、メタン、アンモニアなどの様々な氷の混合物で構成されていることが示されている。ベルトの温度はわずか約50 Kであるため、[ 89 ]太陽に近い場所では気体である多くの化合物が固体のままである。密度と岩石氷の割合がわかっているのは、直径と質量が決定されている少数の天体のみである。直径は、ハッブル宇宙望遠鏡などの高解像度望遠鏡で撮影するか、天体が恒星の前を通過する掩蔽のタイミングから、または最も一般的には、赤外線放射から計算された天体のアルベドを使用することで決定できる。質量は衛星の軌道長半径と周期を使用して決定されるため、これらは少数の連星系天体についてのみわかっている。密度は0.4 g/cm 3 未満から2.6 g/cm 3までの範囲である。最も密度の低い天体は大部分が氷で構成され、大きな多孔性を持つと考えられています。最も密度の高い天体は、薄い氷の殻を持つ岩石で構成されていると考えられます。小さな天体は密度が低く、最大の天体は密度が高い傾向があります。この傾向の考えられる説明の一つは、分化した天体が衝突して最大の天体を形成した際に、表層から氷が失われたというものです。[ 88 ]

プルチノと、おそらくかつてのC型小惑星 （120216）の想像図2004 EW 95 [ 90 ]

当初、KBOの詳細な分析は不可能だったため、天文学者たちはその構成、主に色について最も基本的な事実しか特定できなかった。[ 91 ]これらの最初のデータは、KBOが中間灰色から濃い赤まで、幅広い色を示している。[ 92 ]これは、表面が汚れた氷から炭化水素まで、さまざまな化合物でできていることを示唆している。[ 92 ]天文学者たちは、宇宙線の影響で表面の揮発性氷のほとんどを失い、KBOは一様に暗い色をしていると予想していたため、この多様性は驚くべきものだった。[27] : 118 この食い違いに対しては、衝突による表面の変化やガス放出など 、さまざまな解決策が提案された。[ 91 ] 2001年にJewittとLuuが既知のカイパーベルト天体のスペクトル分析を行ったところ、色の変化が極端すぎて、偶然の衝突では簡単に説明できないことがわかった。[ 93 ]太陽からの放射線はKBOsの表面でメタンを化学的に変化させ、ソリンなどの物質を生成したと考えられています。マケマケには、メタンの放射線処理によって生成されたエタン、エチレン、アセチレンなどの炭化水素が多数含まれていることが示されています。[ 88 ]

現在まで、ほとんどのKBOsはその暗さのためにスペクトル的に特徴がないように見えますが、その組成を決定することにはいくつかの成功があります。[ 89 ] 1996年に、ロバート・H・ブラウンらはKBO 1993 SCの分光データを取得し、その表面組成が冥王星や、大量のメタン氷を持つ海王星の衛星トリトンと著しく類似していることを明らかにしました。 [ 94 ]より小さな天体については、色と、場合によってはアルベドのみが決定されています。これらの天体は、アルベドが低い灰色と、アルベドが高い非常に赤い色の2つのクラスに大別されます。色とアルベドの違いは、これらの天体の表面での硫化水素（H2S ）の保持または損失によるものと仮定されており、太陽から十分離れた場所で形成されたためH2Sが保持された天体の表面は、放射線の影響で赤くなっています。[ 95 ]

冥王星やクワオアーなど最も大きいKBOの表面には、メタン、窒素、一酸化炭素などの揮発性化合物が豊富に含まれています。これらの分子が存在するのは、カイパーベルトの30～50 Kの温度範囲での蒸気圧が適度であるためだと考えられます。このため、これらの分子は時折表面から蒸発して雪となって再び降り注ぎますが、より沸点の高い化合物は固体のままです。最も大きいKBOにおけるこれら3つの化合物の相対的な存在量は、表面重力と周囲温度に直接関係しており、それによってどの化合物を保持できるかが決まります。[ 88 ]水氷は、 1996 TO 66などのハウメアファミリーのメンバー、[ 96 ] 38628 ヒューヤや20000 ヴァルナなどの中型天体、[ 97 ]またいくつかの小型天体で検出されています。[ 88 ]アンモニア水和物も検出された50000クワオアーを含む大型および中型の天体上の結晶氷の存在は、[ 89 ]アンモニアの存在による融点の低下によって促進された過去の地殻変動を示している可能性がある。[ 88 ]

質量と粒度分布

カイパーベルトの広大な範囲にもかかわらず、その総質量は比較的小さい。動的高温種族の総質量は地球の1%と推定されている。動的低温種族はそれよりはるかに小さく、地球のわずか0.03%と推定されている。[ 57 ] [ 98 ]動的高温種族は、太陽に近い場所で形成され、巨大惑星の移動中に外側に散らばったはるかに大きな種族の残骸であると考えられているのに対し、動的低温種族は現在の位置で形成されたと考えられている。最新の推定（2018年）では、カイパーベルトの総質量は(1.97 ± 0.30) × 10 −2地球の質量は、惑星の運動に与える影響に基づいている。[ 99 ]

動的に冷たい種族の総質量が小さいことは、太陽系形成モデルにとっていくつかの問題を引き起こす。なぜなら、直径100 km (62 mi)を超えるKBOsの集積には相当な質量が必要だからです。[ 4 ]冷たい古典カイパーベルトが常に現在の低い密度を保っていたとしたら、これらの巨大な天体は、より小さな微惑星の衝突と合体によって形成されることはあり得なかったでしょう。[ 4 ]さらに、現在の軌道の離心率と傾斜角により、衝突は非常に「激しい」ものとなり、集積ではなく破壊をもたらすでしょう。動的に冷たい種族の質量の大部分が失われる可能性は低いと考えられています。海王星の現在の影響力は、このような大規模な「真空化」を説明するには弱すぎます。また、衝突による質量損失の程度は、衝突によって破壊される可能性が高い、冷たい円盤内の緩く結合した連星系の存在によって制限されます。[ 100 ]小さな微惑星の衝突から形成されたのではなく、大きな天体は小石の雲の崩壊から直接形成された可能性があります。[ 101 ]

べき乗則の図解

カイパーベルト天体のサイズ分布は、いくつかのべき乗法則に従います。べき乗法則は、直径Dより大きい天体の数（N ( D ) ）とDの関係を表し、明るさの傾きと呼ばれます。天体の数は、直径Dのべき乗に反比例します。

d北dD∝D−q、{\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\propto D^{-q},}結果は次のようになる（qが1でないと仮定）。北∝D1−q+定数。{\displaystyle N\propto D^{1-q}+{\text{定数}}。}

( Dの値が高い場合にべき乗法則が適用されない場合にのみ、定数はゼロ以外になることがあります。)

見かけの等級分布の測定に基づいた初期の推定ではq = 4 ± 0.5という値が得られたが[ 66 ] 、これは100～200 kmの範囲には200～400 kmの範囲よりも8（=2 3 ）倍多くの天体が存在することを意味していた。

最近の研究では、高温の古典的天体と低温の古典的天体のサイズ分布の傾きが異なることが明らかになっています。高温天体の傾きは、大直径でq = 5.3、小直径でq = 2.0で、110 kmで傾きが変化します。低温天体の傾きは、大直径でq = 8.2、小直径でq = 2.9で、140 kmで傾きが変化します。[ 57 ]散乱天体、プルトニウム天体、海王星トロヤ群天体のサイズ分布は、他の動的高温天体と同様の傾きを示していますが、特定のサイズ以下の天体の数が急激に減少する窪み（ディボット）がある可能性があります。この窪みは、天体の衝突進化によるものか、あるいはこのサイズ以下の天体が存在しない状態で天体が形成され、小さな天体が元の天体の破片になったためであると考えられています。[ 102 ] [ 103 ]

半径1キロメートル未満の既知の最小のカイパーベルト天体は、ハッブル宇宙望遠鏡などの望遠鏡で直接見るには暗すぎる（ 35等級）ため、恒星掩蔽によってのみ検出されています。[ 104 ]これらの掩蔽の最初の報告は、2007年3月のハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ測光で、半径1キロメートル未満の小さなカイパーベルト天体が発見されたと発表された2009年12月のシュリヒティングらによるものでした。推定半径は520 ± 60メートルまたは直径1040 ± 120メートルのところで、この天体はハッブル宇宙望遠鏡の恒星追跡システムによって0.3秒間恒星を掩蔽したことが検出された。[ 105 ] 2012年12月に発表されたその後の研究では、シュリヒティングらはハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ測光をさらに徹底的に分析し、1キロメートル未満のカイパーベルト天体による別の掩蔽イベントを報告した。この天体は1040±120メートルのところで、0.3秒間恒星を掩蔽したことがハッブル宇宙望遠鏡の記録から検出された。[105] 2012年12月に発表されたその後の研究では、シュリヒティングらはハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ測光をさらに徹底的に分析し、1キロメートル未満のカイパーベルト天体による別の掩蔽イベントを報告した。半径530 ± 70メートルまたは直径1060 ± 140メートル。2009年と2012年に検出された掩蔽現象から、シュリヒティングらは、単一のべき乗則と均一な黄道緯度分布を仮定し、カイパーベルト天体のサイズ分布の傾きをq = 3.6±0.2またはq = 3.8±0.2と決定した。この結果は、直径90キロメートルを超えるより大きなカイパーベルト天体の集団からの外挿と比較して、1キロメートル未満のカイパーベルト天体が大幅に不足していることを示唆している。[ 106 ]

NASAのニューホライズンズのベネティア・バーニー学生用ダストカウンターによる観測では、55AUまで「モデル予測よりも高いダストフラックス」が示され、既存のモデルでは説明できないことが示された。[ 107 ]

散乱した物体

散乱円盤天体（黒）、古典的KBO（青）、2:5共鳴天体（緑）の軌道の比較。他のKBOの軌道は灰色で示されている。（比較のため、軌道軸を揃えて表示している。）

散乱円盤は、カイパーベルトと重なり、100 AU を超えて広がる、まばらに天体が生息する領域です。散乱円盤天体 (SDO) は非常に楕円形の軌道を持ち、黄道に対して非常に傾いていることがよくあります。太陽系形成のほとんどのモデルでは、KBO と SDO の両方が最初に原始ベルトで形成され、後に特に海王星との重力相互作用により天体が外側に送り出され、一部は安定軌道 (KBO) に、一部は不安定軌道 (散乱円盤) に送られると示されています。[ 19 ]散乱円盤は不安定な性質のため、太陽系の多くの短周期彗星の起源であると考えられています。それらの動的軌道は時折それらを太陽系内に押し込み、最初はケンタウロス族になり、次に短周期彗星になります。[ 19 ]

すべての太陽系外天体の公式カタログを作成している小惑星センター（Minor Planet Center）によると、カイパーベルト天体（KBO）とは、起源や構成に関わらず、定義されたカイパーベルト領域内のみを周回する天体を指します。ベルトの外側にある天体は散乱天体（Scratched Object）に分類されます。[ 108 ]一部の科学界では、「カイパーベルト天体」という用語は、太陽系の歴史の大部分においてカイパーベルトの外側（例えば散乱円盤領域）を周回していたとしても、初期クラスの一部であったと推定される太陽系外縁部に起源を持つ氷の小惑星の同義語となっています。彼らは散乱円盤天体を「散乱カイパーベルト天体（Scattered Kaiper Belt Object）」と呼ぶことがよくあります。[ 109 ]冥王星よりも質量が大きいことが知られているエリスは、しばしばKBOと呼ばれますが、厳密にはSDOです。[ 108 ]カイパーベルトの正確な定義については天文学者の間でまだ合意が得られておらず、この問題は未解決のままです。

通常、カイパーベルトの一部とは考えられていないケンタウルス族も散乱天体と考えられていますが、唯一の違いは、外側ではなく内側に散乱している点です。小惑星センターは、ケンタウルス族とSDOを散乱天体として分類しています。[ 108 ]

トリトン

海王星の衛星トリトン。

海王星は移動期間中に、大きな KBO であるトリトンを捕獲したと考えられています。トリトンは太陽系で逆行軌道（つまり、海王星の自転と反対の軌道を周回する）を持つ唯一の大きな衛星です。これは、若い親惑星の周りの物質の回転する円盤が合体したと考えられている木星、土星、天王星の大きな衛星とは異なり、トリトンは周囲の宇宙から捕獲された完全に形成された天体であったことを示している。物体の重力捕獲は容易ではなく、物体を十分に減速させて、より大きな物体の重力に捕らえられるような何らかのメカニズムが必要です。考えられる説明としては、トリトンが海王星に遭遇したときに連星の一部であったということです。（多くの KBO は連星のメンバーです。以下を参照してください。）海王星による連星のもう 1 つのメンバーの放出が、トリトンの捕獲を説明できるかもしれません。[ 110 ]トリトンは冥王星よりわずか14%大きいだけで、両惑星のスペクトル分析によると、表面はメタンや一酸化炭素など、主に似た物質で構成されていることが示されています。これらすべてから、トリトンはかつてKBOであり、海王星が外向きに移動する際に捕獲されたという結論が導き出されます。[ 111 ]

最大のKBO

海王星の軌道を越えたカイパーベルトにある既知の巨大天体（縮尺はAU。距離は縮尺どおりだが大きさは関係ない。2026年1月時点の年代[ 112 ]）

2000年以降、直径500～1,500 km（932マイル）のKBOが多数発見されており、これは冥王星（直径2,370 km）の半分以上である。 2002年に発見された古典的なKBOであるクワオアーは、直径は1200キロメートル。 2005年7月29日に発表されたマケマケとハウメアはさらに大きい。28978イクシオン（2001年発見）や20000ヴァルナ（2000年発見）などの他の天体は、直径およそ600～700キロメートル（373～435マイル）である。[ 4 ]

冥王星

冥王星の軌道に類似したこれらの大型カイパーベルト小惑星の発見により、相対的な大きさを除けば、冥王星は他のカイパーベルト小惑星と特に変わらないという結論に多くの人が至りました。これらの天体は冥王星と大きさが似ているだけでなく、多くは天然の衛星を持ち、組成も似ています（メタンと一酸化炭素は冥王星と最大のカイパーベルト小惑星の両方で発見されています）。[ 4 ]そのため、ケレスが他の小惑星の発見以前は惑星と考えられていたように、冥王星も再分類される可能性があると考える人も現れ始めました。

この問題は、カイパーベルトのはるか彼方の散乱円盤にある天体エリスの発見によって頂点に達した。エリスの質量は現在、冥王星より27%大きいことがわかっている。 [ 113 ]（エリスは当初、体積では冥王星より大きいと考えられていたが、ニューホライズンズのミッションでそうではないことがわかった。）これを受けて、国際天文学連合（IAU）は初めて惑星の定義を迫られ、その定義に、惑星は「軌道の周囲を一掃して」いなければならない、という条件を含めた。 [ 114 ]冥王星は他の多くの大きな天体と軌道を共有しているため、軌道を一掃していないとみなされ、惑星から準惑星に再分類され、カイパーベルトのメンバーとなった。

KBOのうち、準惑星となるほどの大きさを持つものがいくつあるのかは明らかではない。準惑星候補の多くが驚くほど低い密度を持つことを考えると、準惑星候補となる天体はそれほど多くないと考えられる。[ 115 ]オルクス、冥王星、ハウメア、クワオアー、マケマケはほとんどの天文学者に受け入れられているが、サラシア、マニ、[ 116 ]アヤ、イクシオンなど、他の天体を提案する者もいる。[ 117 ]

衛星

6つの最大のTNO（エリス、冥王星、ゴンゴン、マケマケ、ハウメア、クワオアー）はすべて衛星を持つことが知られており、そのうち2つは複数の衛星を持っています。カイパーベルトの大型KBOは小型天体よりも衛星を持つ割合が高く、これは異なる形成メカニズムによることを示唆しています。[ 118 ]カイパーベルトには、連星系（質量が十分に近い2つの天体が「互いに」周回している）も多数存在します。最も顕著な例は冥王星とカロンの連星系ですが、KBOの約11%が連星系で存在すると推定されています。[ 119 ]

探検

486958 Arrokothの位置とランデブーの軌道を示す図。
ニューホライズンズが撮影したアロコスのグレースケール画像。表面は有機化合物で覆われている可能性が高い。[ 120 ]今のところ、冥王星とその衛星以外で宇宙船が訪れた唯一のカイパーベルト天体である。

2006年1月19日、カイパーベルトを探査する最初の宇宙船であるニューホライズンズが打ち上げられ、 2015年7月14日に冥王星を通過した。冥王星フライバイの後、このミッションの目的はカイパーベルト内のより遠くの天体を見つけて調査することであった。[ 121 ]

2014年10月15日、ハッブル宇宙望遠鏡が3つの潜在的なターゲットを発見したことが明らかになり、ニューホライズンズのチームはこれらを暫定的にPT1（「潜在的なターゲット1」）、PT2、PT3と名付けた。[ 122 ] [ 123 ]これらの天体の直径は30～55kmと推定された。太陽から43～44AUの距離にあるため地上の望遠鏡では観測できないほど小さく、2018～2019年に遭遇すると予測された。[124] これらの天体がニューホライズンズの燃料予算内で到達可能であると推定された初期の確率はそれぞれ100%、 7 %、97%だった。[ 124 ]最も有利な位置にあったPT1（HSTウェブサイトでは仮称「1110113Y」[ 125 ] ）は、等級26.8、直径30～45kmで、2019年1月に遭遇した。 [ 126 ]十分な軌道情報が得られると、小惑星センターは3つのターゲット天体（2014 MU 69（PT1、現在はアロコス）、2014 OS 393（PT2）、2014 PN 70（PT3））に正式な名称を与えた。2014年秋までに、4つ目のターゲット候補である2014 MT 69は追跡観測によって除外された。PT2は冥王星フライバイ前に候補から外れていた。[ 127 ] [ 128 ]

2015年8月26日、最初のターゲットとして2014 MU 69（「ウルティマ・トゥーレ」の愛称で呼ばれ、後に486958 アロコスと命名）が選定されました。2015年10月下旬から11月上旬にかけて軌道調整が行われ、2019年1月にフライバイが行われました。 [ 129 ] 2016年7月1日、NASAはニューホライズンズによるこの天体探査のための追加資金を承認しました。[ 130 ]

2015年12月2日、ニューホライズンズは当時1994 JR 1（後に15810 Arawnと命名）と呼ばれていたものを2億7000万キロメートル（170 × 106マイル ）離れたところから検出しました。[ 131 ]^

2019年1月1日、ニューホライズンズはアロコスのフライバイに成功し、長さ32km、幅16kmの接触連星であることを示すデータを送信しました。 [ 132 ]ニューホライズンズ搭載のラルフ観測装置は、アロコスの赤色を確認しました。フライバイのデータは今後20ヶ月間ダウンロードされ続ける予定です。

ニューホライズンズの後継ミッションは計画されていないが、冥王星の軌道に戻るか着陸するミッションの少なくとも2つの概念が研究されている。[ 133 ] [ 134 ]冥王星以外にも、準惑星のマケマケやハウメアなど、ニューホライズンズで訪問できない大きなKBOが多数存在する。新しいミッションはこれらの天体を詳細に探査し研究することを任務とするだろう。タレス・アレニア・スペースはハウメアへのオービターミッションのロジスティックスを研究した。[ 135 ]ハウメアは、ハウメアの環と2つの衛星だけでなく、他のいくつかのTNOを含む衝突族の母天体としての地位から、科学的ターゲットとして優先度が高い。主執筆者のジョエル・ポンシーは、宇宙船が10年から20年以内にKBOに到達し周回できるようにする新しい技術を提唱している。[ 136 ]ニューホライズンズの主任研究者アラン・スターンは、カイパーベルトの新しい探査対象惑星を訪問する前に、天王星や海王星をフライバイするミッションを非公式に提案しており、[ 137 ]これによりカイパーベルトの探査が進むと同時に、 1980年代のボイジャー2号のフライバイ以来初めてこれらの氷巨大惑星を訪問することになる。

設計研究とコンセプトミッション

クエオアーは現在太陽圏先端部近くにあるため、星間物質の探査を任務とする探査機のフライバイターゲットとして検討されてきた。ジョンズ・ホプキンス応用物理学研究所のポンタス・ブラントと彼の同僚は、2030年代にクエオアーをフライバイし、その後太陽圏先端部を通って星間物質に進む探査機を研究した。[ 138 ] [ 139 ]彼らがクエオアーに興味を持っている点には、消失しつつあるメタン大気と氷火山活動が含まれる。[ 138 ]ブラントと彼の同僚が研究したミッションは、SLSを使用して打ち上げられ、木星フライバイで秒速30キロメートルを達成するものである。一方、周回衛星ミッションとしては、2012年に発表された研究で、イクシオンとヒューヤが最も実現可能なターゲットの1つであると結論付けられている。[ 140 ]例えば、著者らは、2039年に打ち上げられた場合、周回ミッションは17年の巡航期間を経てイクシオンに到達できると計算した。

太陽系外カイパーベルト

星HD 139664とHD 53143の周りの破片円盤 – 円盤を表示するために星を隠すカメラからの黒い円。

2006年までに、天文学者たちは太陽以外の9つの恒星の周囲に、カイパーベルトのような構造と考えられる塵の円盤を解像しました。それらは2つのカテゴリーに分類されるようです。半径50AUを超えるワイドベルトと、半径20～30AUで比較的明確な境界を持つナローベルト（太陽系のような形状）です。[ 141 ]これを超える範囲では、太陽型の恒星の15～20%で赤外線超過が観測されており、これは巨大なカイパーベルトのような構造を示唆しています。[ 142 ]他の恒星の周囲にある既知のデブリ円盤のほとんどは比較的若いですが、ハッブル宇宙望遠鏡が2006年1月に撮影した右側の2枚の画像は、安定した構成に落ち着くのに十分な年齢（約3億年）です。左側の画像はワイドベルトの「上面図」、右側の画像はナローベルトの「端面図」です。[ 141 ] [ 143 ]カイパーベルトの塵のコンピューターシミュレーションによると、カイパーベルトが若かった頃は、若い星の周りに見られる狭いリングに似ていた可能性があることが示唆されています。[ 144 ]

参照

注記

  1. ^ a b文献では散乱円盤とカイパーベルトという用語の使用に一貫性がない。文献によってはこれらは別個の種族であるが、散乱円盤はカイパーベルトの一部である。著者は1つの出版物の中でこれら2つの用法を切り替えることもある。[ 20 ]太陽系の小惑星のカタログ作成を担当する国際天文学連合の小惑星センターがこの区別を行っているため、 [ 21 ] Wikipediaの太陽系外縁天体に関する記事では編集上の選択としてこの区別も行っている。Wikipediaでは、太陽系外縁天体として知られている最も質量の大きいエリスはカイパーベルトの一部ではなく、このため冥王星がカイパーベルト天体として最も質量の大きい天体となっている。

参考文献

  1. ^出典: Minor Planet Center、 www.cfeps.netなど。
  2. ^ 「カイパーベルト」。Dictionary.com Unabridged（オンライン）。nd; 「カイパーベルト」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。; 「発音キー：クイックリファレンス」 . Merriam-Webster.com . Merriam-Webster . 2007年6月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2025年4月3日閲覧。
  3. ^スターン、アラン；コルウェル、ジョシュア・E. (1997). 「原始エッジワース・カイパーベルトにおける衝突侵食と30–50 AUカイパーギャップの生成」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 490 (2): 879– 882. Bibcode : 1997ApJ...490..879S . doi : 10.1086/304912 .
  4. ^ a b c d e f g Delsanti, Audrey & Jewitt, David (2006). The Solar System beyond the Planets (PDF) . Institute for Astronomy. University of Hawaii. Bibcode : 2006ssu..book..267D . 2007年9月25日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年3月9日閲覧。
  5. ^ジョージア州クラシンスキー;ピジェヴァ, EV ;ヴァシリエフ、MV;ヤグディナ、EI (2002 年 7 月)。 「小惑星帯の隠された塊」。イカロス。158 (1): 98–105。Bibcode : 2002Icar..158...98K。土井：10.1006/icar.2002.6837。
  6. ^ Christensen, Lars Lindberg. 「IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes」 IAU. 2014年4月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年5月25日閲覧。
  7. ^ Christensen, Lars Lindberg (2008年9月17日). 「IAU、5番目の準惑星にハウメアを命名」 IAU. 2014年4月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年5月25日閲覧。
  8. ^ Christensen, Lars Lindberg (2008年7月19日). 「マケマケという名の4番目の準惑星」 . IAU. 2019年6月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年5月25日閲覧。
  9. ^ Johnson, Torrence V.; および Lunine, Jonathan I.;土星の衛星フェーベは太陽系外縁部から捕獲された天体である、Nature、第435巻、69～71頁。
  10. ^ Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton (2006). 「Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter」（PDF） . Nature . 441 (7090): 192– 194. Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 . 2007年6月21日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。 2006年6月20日閲覧。  
  11. ^ a bカイパー, GP (1951). 「太陽系の起源について」. Hynek, JA (編).天体物理学：トピックシンポジウム. ニューヨーク市, ニューヨーク州, 米国: McGraw-Hill. pp.  357– 424.
  12. ^ “Kuiper Belt: Facts – NASA Science” . 2017年11月14日. 2024年3月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年2月18日閲覧。
  13. ^ JA フェルナンデス (1980)。「海王星を越えた彗星帯の存在について」。天文台天文台、マドリッド。192 (3): 481–491 . Bibcode : 1980MNRAS.192..481F。土井：10.1093/mnras/192.3.481。
  14. ^ Morbidelli, A.; Thomas, F.; Moons, M. (1995年12月1日). 「カイパーベルトの共鳴構造と最初の5つの太陽系外縁天体のダイナミクス」 . Icarus . 118 (2): 322– 340. Bibcode : 1995Icar..118..322M . doi : 10.1006/icar.1995.1194 . ISSN 0019-1035 . 
  15. ^ gunjan.sogani (2022年9月10日). 「カイパーベルトとそのメンバーの発見」 . Wondrium Daily . 2023年8月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年8月1日閲覧。
  16. ^ “Julio A. Fernández” . nationalacademyofsciences.org . 2023年8月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年8月1日閲覧。
  17. ^ a b c Jewitt, David; Luu, Jane (1993). 「カイパーベルト天体候補1992 QB1の発見」. Nature . 362 (6422): 730– 732. Bibcode : 1993Natur.362..730J . doi : 10.1038/362730a0 . S2CID 4359389 . 
  18. ^ 「The PI's Perspective」 . New Horizo​​ns . 2012年8月24日. 2014年11月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  19. ^ a b c dレヴィソン, ハロルド・F.; ドンネス, ルーク (2007). 「彗星の個体群と彗星のダイナミクス」 . ルーシー・アン・アダムス・マクファデン, ポール・ロバート・ワイスマン, トーレンス・V・ジョンソン (編).太陽系百科事典(第2版). アムステルダム; ボストン: アカデミック・プレス. pp.  575–588 . ISBN 978-0-12-088589-3。
  20. ^ Weissman and Johnson, 2007,「太陽系百科事典」、脚注584ページ。
  21. ^ 「ケンタウルス族および散乱円盤天体一覧」。IAU ：小惑星センター。ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、天文電報中央局。2011年1月3日。 2017年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年1月3日閲覧。
  22. ^ Gérard Faure (2004). 「2004年5月20日時点の小惑星系の説明」オリジナルより2007年5月29日時点のアーカイブ。 2007年6月1日閲覧。
  23. ^ 「太陽系の端はどこ？」ゴダード・メディア・スタジオ。NASAゴダード宇宙飛行センター。2017年9月5日。2021年12月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年9月22日閲覧。
  24. ^ a bランドール、リサ（2015年）『ダークマターと恐竜』ニューヨーク：Ecco/HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2。
  25. ^ 「『カイパーベルト』という用語の何が不適切か？（あるいは、なぜその存在を信じなかった人物にちなんで名付けるのか？）」International Comet Quarterly。2019年10月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月24日閲覧。
  26. ^ Davies, John K.; McFarland, J.; Bailey, Mark E.; Marsden, Brian G.; Ip, WI (2008). 「トランスネプチューン領域に関するアイデアの初期展開」(PDF)。M. Antonietta Baracci、Hermann Boenhardt、Dale Cruikchank、Alessandro Morbidelli (編) 『海王星以遠の太陽系』 。アリゾナ大学出版局。pp.  11– 23。 2015年2月20日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2014年11月5日閲覧。
  27. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p qデイヴィス、ジョン・K. (2001). 『冥王星を超えて：太陽系の外縁を探る』ケンブリッジ大学出版局.
  28. ^カイパー、ジェラード (1951). 「太陽系の起源について」 .米国科学アカデミー紀要. 37 (1): 233. doi : 10.1073/pnas.37.4.233 . PMC 1063291. PMID 16588984 .  
  29. ^ a bデイビッド・ジューイット. 「なぜ「カイパー」ベルトなのか？」ハワイ大学. 2019年2月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年6月14日閲覧。
  30. ^ Rao, MM (1964). 「ベクトル測度の分解」(PDF) . Proceedings of the National Academy of Sciences . 51 (5): 771– 774. Bibcode : 1964PNAS...51..771R . doi : 10.1073/pnas.51.5.771 . PMC 300359. PMID 16591174. 2016年6月3日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2007年6月20日閲覧。  
  31. ^ CT Kowal; W. Liller; BG Marsden (1977). 「カイロン/2060の発見と軌道」. 『太陽系のダイナミクス』シンポジウム議事録. 81.ヘール天文台、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター: 245.書誌コード: 1979IAUS...81..245K .
  32. ^ JV スコッティ; DLラビノウィッツ; CSシューメーカー。 EM靴屋; DHレビー; TMキング。 EFヘリン。 J.アル; K.ローレンス; R・H・マクノート; L.フレデリック。 D. トーレン; BEA ミューラー (1992)。 「西暦1992年」。IAU Circ. (5434): 1. Bibcode : 1992IAUC.5434....1S。
  33. ^ Horner, J.; Evans, NW; Bailey, Mark E. (2004). 「ケンタウルス族の個体群シミュレーションI：バルク統計」 . MNRAS . 354 (3): 798– 810. arXiv : astro-ph/0407400 . Bibcode : 2004MNRAS.354..798H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x . S2CID 16002759 . 
  34. ^ David Jewitt (2002). 「カイパーベルト天体から彗星核へ：失われた超赤色物質」 .天文学ジャーナル. 123 (2): 1039– 1049. Bibcode : 2002AJ....123.1039J . doi : 10.1086/338692 . S2CID 122240711 . 
  35. ^ Oort, JH (1950). 「太陽系を囲む彗星雲の構造とその起源に関する仮説」Bull. Astron. Inst. Neth . 11 : 91. Bibcode : 1950BAN....11...91O .
  36. ^ “Kuiper Belt” . The Nine Planets . 2019年10月8日. 2021年5月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年8月16日閲覧。
  37. ^ JA Fernández (1980). 「海王星の彼方における彗星帯の存在について」 .王立天文学会月報. 192 (3): 481– 491. Bibcode : 1980MNRAS.192..481F . doi : 10.1093/mnras/192.3.481 .
  38. ^ M. Duncan; T. Quinn; S. Tremaine (1988). 「短周期彗星の起源」 . Astrophysical Journal . 328 : L69. Bibcode : 1988ApJ...328L..69D . doi : 10.1086/185162 .
  39. ^ Marsden, BS; Jewitt, D.; Marsden, BG (1993). "1993 FW". IAU Circ. (5730). 小惑星センター: 1.書誌コード: 1993IAUC.5730....1L .
  40. ^ Dyches, Preston (2018年12月14日). 「カイパーベルトについて知っておくべき10のこと」 . NASA太陽系探査. 2019年1月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年12月1日閲覧。
  41. ^ a b「カイパーベルト20」。アストロバイオロジーマガジン。2012年9月1日。2020年10月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年12月1日閲覧。
  42. ^ Voosen, Paul (2019年1月1日). 「冥王星の彼方での遭遇を乗り越え、NASAの探査機がカイパーベルト天体の映像を中継開始」 . Science . AAAS.オリジナルより2022年10月8日時点のアーカイブ。 2019年12月1日閲覧。
  43. ^クライド・トンボー、「最後の言葉」、読者からの手紙、 Sky & Telescope、1994年12月、8ページ
  44. ^ 「『カイパーベルト』という用語の何が不適切か？」 International Comet Quarterly . 2019年10月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年12月19日閲覧。
  45. ^ MCデ・サンクティス; MT カプリア & A. コラディーニ (2001)。「エッジワース・カイパーベルト天体の熱進化と微分」。天文ジャーナル。121 (5): 2792–2799。ビブコード: 2001AJ....121.2792D。土井：10.1086/320385。
  46. ^ 「太陽系の端を発見」 American Scientists.org 2003年。2009年3月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年6月23日閲覧。
  47. ^ Michael E. Brown; Margaret Pan (2004). "The Plane of the Kuiper Belt" (PDF) . The Astronomical Journal . 127 (4): 2418– 2423. Bibcode : 2004AJ....127.2418B . doi : 10.1086/382515 . S2CID 10263724. 2020年4月12日時点のオリジナル(PDF)からのアーカイブ。 
  48. ^ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1998). 「Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts」(PDF) . Icarus . 141 (2): 367. Bibcode : 1999Icar..141..367P . doi : 10.1006/icar.1999.6166 . 2007年8月9日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年6月23日閲覧。
  49. ^ Lunine, Jonathan I. (2003). 「カイパーベルト」(PDF) . 2007年8月9日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年6月23日閲覧。
  50. ^ Jewitt, D. (2000年2月). 「古典カイパーベルト天体（CKBOs）」 . 2007年6月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年6月23日閲覧。
  51. ^マーディン、P. (2000)。 「キュベワノ」。天文学と天体物理学の百科事典。Bibcode : 2000eaa..bookE5403。。土井：10.1888/0333750888/5403。ISBN 978-0-333-75088-9。
  52. ^ Elliot, JL; et al. (2005). 「深黄道サーベイ：カイパーベルト天体とケンタウルスの探査。II. 動的分類、カイパーベルト面、そしてコア天体群」(PDF) . The Astronomical Journal . 129 (2): 1117– 1162. Bibcode : 2005AJ....129.1117E . doi : 10.1086/427395 . 2013年7月21日時点のオリジナルよりアーカイブ( PDF) . 2012年8月18日閲覧。
  53. ^ a b「天体の命名：小惑星」国際天文学連合。2008年12月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年11月17日閲覧。
  54. ^ Petit, J.-M.; Gladman, B.; Kavelaars, JJ; Jones, RL; Parker, J. (2011). 「古典カイパーベルト核の現実と起源」(PDF) . EPSC-DPS 合同会議(2011年10月2日～7日). Bibcode : 2011epsc.conf..722P . 2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2016年5月4日閲覧。
  55. ^ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro (2003). 「海王星の移動に伴う天体の外向き輸送によるカイパーベルトの形成」Nature . 426 (6965): 419– 421. Bibcode : 2003Natur.426..419L . doi : 10.1038/nature02120 . PMID 14647375 . S2CID 4395099 .  
  56. ^ Stephens, Denise C.; Noll, Keith S. (2006). 「NICMOSによる6つの太陽系外縁天体検出：冷たい古典的ディスクにおける連星の高い割合」.天文学ジャーナル. 130 (2): 1142– 1148. arXiv : astro-ph/0510130 . Bibcode : 2006AJ....131.1142S . doi : 10.1086/498715 . S2CID 204935715 . 
  57. ^ a b c d Fraser, Wesley C.; Brown, Michael E.; Morbidelli, Alessandro; Parker, Alex; Batygin, Konstantin (2014). 「カイパーベルト天体の絶対等級分布」. The Astrophysical Journal . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Bibcode : 2014ApJ...782..100F . doi : 10.1088/0004-637X/782/2/100 . S2CID 2410254 . 
  58. ^ Levison, Harold F.; Stern, S. Alan (2001). 「主カイパーベルトの傾斜分布の大きさ依存性について」.天文学ジャーナル. 121 (3): 1730– 1735. arXiv : astro-ph/0011325 . Bibcode : 2001AJ....121.1730L . doi : 10.1086/319420 . S2CID 14671420 . 
  59. ^モルビデリ、アレッサンドロ（2005年）「彗星とその貯蔵庫の起源と力学的進化」arXiv：astro-ph/0512256。
  60. ^ a bパーカー, アレックス・H.; カヴェラーズ, JJ; プティ, ジャン＝マルク; ジョーンズ, リン; グラッドマン, ブレット; パーカー, ジョエル (2011). 「7つの超広帯域太陽系外縁連星の特性評価」.アストロフィジカル・ジャーナル. 743 (1): 159. arXiv : 1108.2505 . Bibcode : 2011AJ....141..159N . doi : 10.1088/0004-6256/141/5/159 . S2CID 54187134 . 
  61. ^ a b c d Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa; Gomes, R. (2008). 「天王星と海王星の軌道における動的不安定性の発生過程におけるカイパーベルト構造の起源」Icarus . 196 (1): 258– 273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196..258L . doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 . 
  62. ^ 「トランスネプチューン天体一覧」小惑星センター。2007年6月23日閲覧。{{cite web}}:|archive-url=形式が正しくありません: タイムスタンプ (ヘルプ)CS1 メンテナンス: url-status (リンク)
  63. ^ a b Chiang; Jordan, AB; Millis, RL; Buie, MW; Wasserman, LH; Elliot, JL; et al. (2003). 「カイパーベルトにおける共鳴占有：5:2共鳴とトロヤ共鳴の事例」.天文学ジャーナル. 126 (1): 430– 443. arXiv : astro-ph/0301458 . Bibcode : 2003AJ....126..430C . doi : 10.1086/375207 . S2CID 54079935 . 
  64. ^ Wm. Robert Johnston (2007). 「Trans-Neptunian Objects」 . 2019年10月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年6月23日閲覧。
  65. ^ EI Chiang & ME Brown (1999). 「Keckペンシルビームサーベイによる微弱カイパーベルト天体」（PDF） . The Astronomical Journal . 118 (3): 1411. arXiv : astro-ph/9905292 . Bibcode : 1999AJ....118.1411C . doi : 10.1086/301005 . S2CID 8915427. 2012年6月12日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） . 2007年7月1日閲覧。 
  66. ^ a b Bernstein, GM; Trilling, DE; Allen, RL; Brown, KE; Holman, M.; Malhotra, R. (2004). 「トランスネプチューン天体のサイズ分布」. The Astronomical Journal . 128 (3): 1364– 1390. arXiv : astro-ph/0308467 . Bibcode : 2004AJ....128.1364B . doi : 10.1086/422919 . S2CID 13268096 . 
  67. ^ Michael Brooks (2005). 「13 Things that do not make sense」 . NewScientistSpace.com . 2018年10月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年10月12日閲覧。
  68. ^ Govert Schilling (2008). 「惑星Xの謎」 . New Scientist . 2015年4月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年2月8日閲覧。
  69. ^ C. de la Fuente Marcos & R. de la Fuente Marcos (2024年1月). 「外縁を越えて、未知の世界へ：カイパークリフの向こうの構造」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 527 (1) (2023年9月20日発行): L110– L114. arXiv : 2309.03885 . Bibcode : 2024MNRAS.527L.110D . doi : 10.1093/mnrasl/slad132 . 2023年10月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年9月28日閲覧。
  70. ^チェンバース、KC;他。 (2019 年 1 月 29 日)、Pan-STARRS1 調査、arXiv : 1612.05560
  71. ^ハサミ州フルウェリング;他。 （2020年10月20日）。「Pan-STARRS1 データベースとデータ製品」。天体物理ジャーナル付録シリーズ。251 (1): 7.arXiv : 1612.05243。Bibcode : 2020ApJS..251....7F。土井：10.3847/1538-4365/abb82d。S2CID 119382318。 
  72. ^ Pan-STARRS Releases Largest Digital Sky Survey to the World、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、2016年12月19日、2022年10月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年10月21日閲覧。
  73. ^ 「冥王星にはアンモニアを燃料とする氷の火山があるかもしれない」『天文学マガジン』 2015年11月9日。2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  74. ^ Cuzzi, Jeffrey N.; Hogan, Robert C.; Bottke, William F. (2010). 「小惑星およびカイパーベルト天体の初期質量関数に向けて」. Icarus . 208 (2): 518– 538. arXiv : 1004.0270 . Bibcode : 2010Icar..208..518C . doi : 10.1016/j.icarus.2010.03.005 . S2CID 31124076 . 
  75. ^ヨハンセン、A.;ジャケ、E。ジョンソン州クジーモルビデリ、A.グネル、M. (2015)。 「小惑星形成の新しいパラダイム」。ミシェル、P.デメオ、F.ボトケ、W. (編)。小惑星 IV。宇宙科学シリーズ。アリゾナ大学出版局。 p. 471. arXiv : 1505.02941。Bibcode : 2015aste.book..471J。土井：10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025。ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894 .
  76. ^ Nesvorný, David; Youdin, Andrew N.; Richardson, Derek C. (2010). 「重力崩壊によるカイパーベルト連星の形成」.天文学ジャーナル. 140 (3): 785– 793. arXiv : 1007.1465 . Bibcode : 2010AJ....140..785N . doi : 10.1088/0004-6256/140/3/785 . S2CID 118451279 . 
  77. ^ Hansen, K. (2005年6月7日). 「初期太陽系の軌道シャッフル」 . Geotimes . 2007年9月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年8月26日閲覧。
  78. ^ Tsiganis, K.; Gomes, R.; Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2005). 「太陽系の巨大惑星の軌道構造の起源」. Nature . 435 ( 7041): 459– 461. Bibcode : 2005Natur.435..459T . doi : 10.1038/nature03539 . PMID 15917800. S2CID 4430973 .  
  79. ^ Thommes, EW; Duncan, MJ; Levison, Harold F. (2002). 「木星と土星の間の天王星と海王星の形成」.天文学ジャーナル. 123 (5): 2862– 2883. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T . doi : 10.1086/339975 . S2CID 17510705 . 
  80. ^ Parker, Alex H.; Kavelaars, JJ (2010). 「海王星の散乱による連星小惑星の破壊」. The Astrophysical Journal Letters . 722 (2): L204– L208. arXiv : 1009.3495 . Bibcode : 2010ApJ...722L.204P . doi : 10.1088/2041-8205/722/2/L204 . S2CID 119227937 . 
  81. ^ Lovett, R. (2010). 「カイパーベルトは衝突によって誕生したのかもしれない」. Nature . doi : 10.1038/news.2010.522 .
  82. ^ a b Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro (2012). 「4つ、5つ、そして6つの巨大惑星を持つ初期太陽系の不安定性に関する統計的研究」天文学ジャーナル. 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ....144..117N . doi : 10.1088/0004-6256/144/4/117 . S2CID 117757768 . 
  83. ^ Nesvorný, David (2015). 「カイパーベルト天体の傾斜分布からみた海王星の緩やかな移動の証拠」.天文学ジャーナル. 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Bibcode : 2015AJ....150...73N . doi : 10.1088/0004-6256/150/3/73 . S2CID 119185190 . 
  84. ^ Nesvorný, David (2015). 「ジャンピング・ネプチューンはカイパーベルト核を説明できる」.天文学ジャーナル. 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Bibcode : 2015AJ....150...68N . doi : 10.1088/0004-6256/150/3/68 . S2CID 117738539 . 
  85. ^ Fraser, Wesley; et al. (2017). 「カイパーベルト付近で生まれたすべての微惑星は連星として形成された」. Nature Astronomy . 1 (4) 0088. arXiv : 1705.00683 . Bibcode : 2017NatAs...1E..88F . doi : 10.1038/s41550-017-0088 . S2CID 118924314 . 
  86. ^ Wolff, Schuyler; Dawson, Rebekah I.; Murray-Clay, Ruth A. (2012). 「つま先立ちの海王星：冷たい古典カイパーベルトを保存する力学史」.アストロフィジカル・ジャーナル. 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Bibcode : 2012ApJ...746..171W . doi : 10.1088/0004-637X/746/2/171 . S2CID 119233820 . 
  87. ^ Morbidelli, A.; Gaspar, HS; Nesvorny, D. (2014). 「内冷カイパーベルトの特異な離心率分布の起源」. Icarus . 232 : 81–87 . arXiv : 1312.7536 . Bibcode : 2014Icar..232...81M . doi : 10.1016/j.icarus.2013.12.023 . S2CID 119185365 . 
  88. ^ a b c d e fブラウン、マイケル・E. (2012). 「カイパーベルト天体の構成」. Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 40 (1): 467– 494. arXiv : 1112.2764 . Bibcode : 2012AREPS..40..467B . doi : 10.1146/annurev-earth-042711-105352 . S2CID 14936224 . 
  89. ^ a b c David C. Jewitt & Jane Luu (2004). 「カイパーベルト天体 (50000) Quaoar の結晶水氷」(PDF) . Nature . 432 (7018): 731–3 . Bibcode : 2004Natur.432..731J . doi : 10.1038/nature03111 . PMID 15592406. S2CID 4334385. 2007年6月21日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年6月21日閲覧。  
  90. ^ 「太陽系の外縁部で発見された追放された小惑星 - ESOの望遠鏡がカイパーベルトで初めて炭素に富む小惑星を発見」 www.eso.org 。 2019年5月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年5月12日閲覧。
  91. ^ a b Dave Jewitt (2004). 「カイパーベルト天体の表面」ハワイ大学. 2007年6月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年6月21日閲覧。
  92. ^ a b Jewitt, David; Luu, Jane (1998). 「カイパーベルトにおける光赤外線スペクトル多様性」(PDF) . The Astronomical Journal . 115 (4): 1667– 1670. Bibcode : 1998AJ....115.1667J . doi : 10.1086/300299 . S2CID 122564418. 2020年4月12日時点のオリジナル(PDF)からのアーカイブ。 
  93. ^ Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2001). 「カイパーベルト天体の色とスペクトル」.天文学ジャーナル. 122 (4): 2099– 2114. arXiv : astro-ph/0107277 . Bibcode : 2001AJ....122.2099J . doi : 10.1086/323304 . S2CID 35561353 . 
  94. ^ Brown, RH; Cruikshank, DP; Pendleton, Y; Veeder, GJ (1997). 「カイパーベルト天体1993SCの表面組成」. Science . 276 ( 5314): 937–9 . Bibcode : 1997Sci...276..937B . doi : 10.1126/science.276.5314.937 . PMID 9163038. S2CID 45185392 .  
  95. ^ Wong, Ian; Brown, Michael E. (2017). 「カイパーベルト小天体の二峰性色分布」 .天文学ジャーナル. 153 (4): 145. arXiv : 1702.02615 . Bibcode : 2017AJ....153..145W . doi : 10.3847/1538-3881/aa60c3 . S2CID 30811674 . 
  96. ^ Brown, Michael E.; Blake, Geoffrey A.; Kessler, Jacqueline E. (2000). 「明るいカイパーベルト天体2000 EB173の近赤外線分光法」. The Astrophysical Journal . 543 (2): L163. Bibcode : 2000ApJ...543L.163B . CiteSeerX 10.1.1.491.4308 . doi : 10.1086/317277 . S2CID 122764754 .  
  97. ^ Licandro; Oliva; Di MArtino (2001). 「NICS-TNGによる太陽系外天体2000 EB173と2000 WR106の赤外分光法」.天文学と天体物理学. 373 (3): L29. arXiv : astro-ph/0105434 . Bibcode : 2001A&A...373L..29L . doi : 10.1051/0004-6361:20010758 . S2CID 15690206 . 
  98. ^ Gladman, Brett; et al. (2001年8月). 「カイパーベルトの構造」.天文学ジャーナル. 122 (2): 1051– 1066. Bibcode : 2001AJ....122.1051G . doi : 10.1086/322080 . S2CID 54756972 . 
  99. ^ Pitjeva, EV; Pitjev, NP (2018年10月30日). 「惑星と宇宙船の運動から見た主小惑星帯とカイパーベルトの質量」.天文学レターズ. 44 (89): 554– 566. arXiv : 1811.05191 . Bibcode : 2018AstL...44..554P . doi : 10.1134/S1063773718090050 . S2CID 119404378 . 
  100. ^ Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Bottke, William F.; Noll, Keith; Levison, Harold F. (2011). 「観測された連星分率がカイパーベルトにおける衝突研削の範囲を制限する」.天文学ジャーナル. 141 (5): 159. arXiv : 1102.5706 . Bibcode : 2011AJ....141..159N . doi : 10.1088/0004-6256/141/5/159 . S2CID 54187134 . 
  101. ^モルビデリ, アレッサンドロ; ネスヴォルニー, デイヴィッド (2020). 「カイパーベルト：形成と進化」.太陽系外縁部. pp.  25– 59. arXiv : 1904.02980 . doi : 10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3 . ISBN 9780128164907. S2CID  102351398 .
  102. ^ Shankman, C.; Kavelaars, JJ; Gladman, BJ; Alexandersen, M.; Kaib, N.; Petit, J.-M.; Bannister, MT; Chen, Y.-T.; Gwyn, S.; Jakubik, M.; Volk, K. (2016). 「OSSOS. II. カイパーベルト散乱個体群の絶対等級分布における急激な変化」 .天文学ジャーナル. 150 (2): 31. arXiv : 1511.02896 . Bibcode : 2016AJ....151...31S . doi : 10.3847/0004-6256/151/2/31 . S2CID 55213074 . 
  103. ^ Alexandersen, Mike; Gladman, Brett; Kavelaars, JJ; Petit, Jean-Marc; Gwyn, Stephen; Shankman, Cork (2014). 「注意深く特徴付けられ追跡されたトランスネプチューニアン・サーベイ、プルティノのサイズ分布とネプチューニアン・トロヤ群の数」 . The Astronomical Journal . 152 (5): 111. arXiv : 1411.7953 . doi : 10.3847/0004-6256/152/5/111 . S2CID 119108385 . 
  104. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、これまでで最小のカイパーベルト天体を発見」 HubbleSite、2009年12月。2021年1月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年6月29日閲覧。
  105. ^シュリヒティング、彼;オフェク、EO;ウェンズ、M.サリ、R.ガル・ヤム、A.リビオ、M.他。 (2009 年 12 月)。 「アーカイブデータにおける恒星掩蔽からの単一のサブキロメートルのカイパーベルト天体」。自然。462 (7275 ) : 895–897。arXiv : 0912.2996 。Bibcode : 2009Natur.462..895S。土井：10.1038/nature08608。PMID 20016596。S2CID 205219186。  
  106. ^シュリヒティング、彼;オフェク、EO;ウェンズ、M.サリ、R.ガル・ヤム、A.リビオ、M.他。 （2012年12月）。「恒星掩蔽を使用したサブキロメートルサイズのカイパーベルト天体の存在量の測定」。天体物理学ジャーナル。761 (2): 10.arXiv : 1210.8155。ビブコード: 2012ApJ...761..150S。土井：10.1088/0004-637X/761/2/150。S2CID 31856299。 150。 
  107. ^ Doner, Alex; Horányi, Mihály; Bagenal, Fran; Brandt, Pontus; Grundy, Will; Lisse, Carey; Parker, Joel; Poppe, Andrew R.; Singer, Kelsi N.; Stern, S. Alan; Verbiscer, Anne (2024年2月1日). 「ニューホライズンズのベネティア・バーニー学生用ダストカウンター、60 auに近づく予想以上のフラックスを観測」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 961 (2): L38. arXiv : 2401.01230 . Bibcode : 2024ApJ...961L..38D . doi : 10.3847/2041-8213/ad18b0 .
  108. ^ a b c「ケンタウルス族および散乱円盤天体の一覧」。IAU ：小惑星センター。2017年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年10月27日閲覧。
  109. ^ David Jewitt (2005). 「1000 kmスケールのKBOs」 .ハワイ大学. 2017年7月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7月16日閲覧。
  110. ^ Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton (2006). 「Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter」（PDF） . Nature . 441 (7090): 192– 194. Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID 16688170. S2CID 4420518. 2007年6月21日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。 2007年10月29日閲覧。  
  111. ^アンクレナ、テレーズ;カレンバック、R.オーウェン、T.ソティン、C. (2004)。トリトン、冥王星、ケンタウロス、太陽系海王星天体。スプリンガー。ISBN 978-1-4020-3362-9. 2007年6月23日閲覧。
  112. ^出典: JPL小天体データベース
  113. ^ Mike Brown (2007). 「ディスノミア、エリスの衛星」カリフォルニア工科大学. 2012年7月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年6月14日閲覧。
  114. ^ 「決議B5およびB6」(PDF)国際天文学連合. 2006年. 2009年6月20日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 2011年9月2日閲覧。
  115. ^ Grundy, WM; Noll, KS; Buie, MW; Benecchi, SD; Ragozzine, D.; Roe, HG (2019年12月). "The mutual orbit, mass, and density of transneptunian binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ( (229762) 2007 UK 126 )" (PDF) . Icarus . 334 : 30– 38. Bibcode : 2019Icar..334...30G . doi : 10.1016/j.icarus.2018.12.037 . S2CID 126574999. 2019年4月7日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 
  116. ^マイク・ブラウン、「太陽系外縁部にはいくつの準惑星があるか？」 2011年10月18日アーカイブ、Wayback Machineにて2013年11月15日アクセス
  117. ^ Tancredi, G.; Favre, SA (2008). 「太陽系内の矮星はどれか？」イカロス. 195 (2): 851– 862. Bibcode : 2008Icar..195..851T . doi : 10.1016/j.icarus.2007.12.020 .
  118. ^ Brown, ME ; Van Dam, MA; Bouchez, AH; Le Mignant, D.; Campbell, RD; Chin, JCY; Conrad, A.; Hartman, SK; Johansson, EM; Lafon, RE; Rabinowitz, DL; Stomski, PJ Jr.; Summers, DM; Trujillo, CA; Wizinowich, PL (2006). 「カイパーベルト天体の衛星」（PDF） . The Astrophysical Journal . 639 (1): L43– L46. arXiv : astro-ph/0510029 . Bibcode : 2006ApJ...639L..43B . doi : 10.1086/501524 . S2CID 2578831 . 2018年9月28日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。 2011年10月19日閲覧。 
  119. ^ Agnor, CB; Hamilton, DP (2006). 「Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter」（PDF） . Nature . 441 (7090): 192–4 . Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 . 2013年11月3日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） . 2010年7月9日閲覧。  
  120. ^ 「NASA​​のニューホライズンズチーム、カイパーベルトフライバイの科学的成果を初めて公開」 NASA、2019年5月16日。2019年12月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年5月16日閲覧。
  121. ^ 「ニュー・フロンティア・プログラム：ニューホライズンズの科学目標」 NASA – ニュー・フロンティア・プログラム。 2015年4月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年4月15日閲覧。
  122. ^ 「NASA​​のハッブル望遠鏡、ニューホライズンズ冥王星ミッションの潜在的カイパーベルトターゲットを発見」プレスリリース。ジョンズ・ホプキンス大学応用物理学研究所。2014年10月15日。 2014年10月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年10月16日閲覧。
  123. ^ Buie, Marc (2014年10月15日). 「ニューホライズンズHST KBO探査結果：状況報告」(PDF) .宇宙望遠鏡科学研究所. p. 23. 2015年7月27日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2015年8月29日閲覧。
  124. ^ a b Lakdawalla, Emily (2014年10月15日). 「ついに！ニューホライズンズが2つ目のターゲットに到達」 .惑星協会ブログ.惑星協会. 2014年10月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年10月15日閲覧。
  125. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、ニューホライズンズのターゲット探査を本格化」 HubbleSiteニュースリリース宇宙望遠鏡科学研究所2014年7月1日オリジナルより2015年5月12日時点のアーカイブ。2014年10月15日閲覧。
  126. ^ Stromberg, Joseph (2015年4月14日). 「NASA​​のニューホライズンズ探査機が冥王星を訪問し、初のカラー写真を送った」 . Vox . 2020年4月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年4月14日閲覧。
  127. ^ Corey S. Powell (2015年3月29日). 「アラン・スターンが語る冥王星の驚異、ニューホライズンズの失われた双子、そして「準惑星」問題」 Discover . 2019年11月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年8月29日閲覧。
  128. ^ Porter, SB; Parker, AH; Buie, M.; Spencer, J.; Weaver, H.; Stern, SA; Benecchi, S.; Zangari, AM; Verbiscer, A.; Gywn, S.; Petit, J. -M.; Sterner, R.; Borncamp, D.; Noll, K.; Kavelaars, JJ; Tholen, D.; Singer, KN; Showalter, M.; Fuentes, C.; Bernstein, G.; Belton, M. (2015). 「ニューホライズンズの潜在的KBO遭遇ターゲットの軌道とアクセス可能性」(PDF) . USRA-Houston (1832): 1301. Bibcode : 2015LPI....46.1301P . 2016年3月3日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
  129. ^ McKinnon, Mika (2015年8月28日). 「ニューホライズンズ、次のターゲットにロックオン：カイパーベルトを探査しよう！」 . Earth & Space . 2015年12月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  130. ^ Dwayne Brown / Laurie Cantillo (2016年7月1日). 「ニューホライズンズ、カイパーベルトへのミッション延長を受領、ドーンはセレスに滞在へ」 NASA. 2016年8月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年5月15日閲覧。
  131. ^ニューホライズンズ、遠くないところにさまようカイパーベルト天体を捕捉Archived 26 November 2021 at the Wayback Machine spacedaily.com Laurel MD (SPX). 2015年12月7日.
  132. ^ Corum, Jonathan (2019年2月10日). 「ニューホライズンズがウルティマ・トゥーレの平坦な形状を垣間見る – NASAのニューホライズンズ宇宙船は、これまで訪れた中で最も遠い天体、初期太陽系の小さな破片である2014 MU69、通称ウルティマ・トゥーレを通過した。 – インタラクティブ」 .ニューヨーク・タイムズ. 2021年12月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年2月11日閲覧。
  133. ^ Hall, Loura (2017年4月5日). 「Fusion-Enabled Pluto Orbiter and Lander」NASA . 2017年4月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月13日閲覧。
  134. ^ 「Global Aerospace Corporation、NASAに冥王星着陸機のコンセプトを発表」 EurekAlert ! 2019年1月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月13日閲覧。
  135. ^ジョエル、ポンシー;フォントデカバ・ベイグ、ジョルディ。フェレシン、フレッド。ヴィンセント・マルティノ（2011年3月1日）。 「ハウメアン系の周回衛星の予備評価: 惑星周回衛星はどのくらい早くそのような遠くの目標に到達できるでしょうか?」アクタ・アストロノーティカ。68 ( 5–6 ): 622– 628。Bibcode : 2011AcAau..68..622P。土井: 10.1016/j.actastro.2010.04.011。ISSN 0094-5765。 
  136. ^ “Haumea: Technique and Rationale” . www.centauri-dreams.org . 2018年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年7月13日閲覧。
  137. ^ 「ニューホライズンズの冥王星への劇的な旅が新刊で明らかに」 Space.com 2018年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月13日閲覧。
  138. ^ a b TVIW (2017年11月4日)、22. 人類が別の星に到達するための最初の明示的なステップ：星間探査ミッション、2021年10月30日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2018年7月24日閲覧。
  139. ^ “Triennial Earth Sun-Summit” . 2020年8月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月24日閲覧。
  140. ^ Gleaves, Ashley; Allen, Randall; Tupis, Adam; Quigley, John; Moon, Adam; Roe, Eric; Spencer, David; Youst, Nicholas; Lyne, James (2012年8月13日). A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects – Part II, Orbital Capture . AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference, Minneapolis, Minnesota. Reston, Virginia: American Institute of Aeronautics and Astronautics. doi : 10.2514/6.2012-5066 . ISBN 9781624101823. S2CID  118995590 .
  141. ^ a b Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (2006). 「HD 53143とHD 139664周辺のデブリ円盤の散乱光画像初公開」. The Astrophysical Journal . 637 (1): L57. arXiv : astro-ph/0601488 . Bibcode : 2006ApJ...637L..57K . doi : 10.1086/500305 . S2CID 18293244 . 
  142. ^ Trilling, DE; Bryden, G.; Beichman, CA; Rieke, GH; Su, KYL; Stansberry, JA; Blaylock, M.; Stapelfeldt, KR; Beeman, JW; Haller, EE (2008年2月). 「太陽型恒星の周りのデブリ円盤」. The Astrophysical Journal . 674 (2): 1086– 1105. arXiv : 0710.5498 . Bibcode : 2008ApJ...674.1086T . doi : 10.1086/525514 . S2CID 54940779 . 
  143. ^ 「近くの2つの星の周りの塵の惑星円盤は私たちのカイパーベルトに似ている」 2006年。2016年7月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年7月1日閲覧。
  144. ^ Kuchner, MJ; Stark, CC (2010). 「カイパーベルトダスト雲の衝突グルーミングモデル」.天文学ジャーナル. 140 (4): 1007– 1019. arXiv : 1008.0904 . Bibcode : 2010AJ....140.1007K . doi : 10.1088/0004-6256/140/4/1007 . S2CID 119208483 . 
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