柯伊伯带（综述）

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　　 柯伊伯带（/ˈkaɪpər/ ⓘ）$^{[2]}$ 是位于太阳系外部的一种环星盘结构，其范围从海王星轨道处约 30 个天文单位（AU）一直延伸到距离太阳约 50 AU 的区域。$^{[3]}$ 它在结构上类似于小行星带，但规模要大得多——宽度约为其 20 倍，总质量约为其 20–200 倍。$^{[4][5]}$ 与小行星带相似，柯伊伯带主要由太阳系形成早期遗留下来的小天体或残骸组成。不同之处在于，许多小行星主要由岩石和金属构成，而大多数柯伊伯带天体则主要由冻结的挥发性物质（通常称为 “冰”）构成，例如甲烷、氨和水冰。柯伊伯带是天文学界普遍认可的多颗矮行星的家园，包括 Orcus、冥王星（Pluto）$^{[6]}$、妊神星（Haumea）$^{[7]}$、夸奥瓦（Quaoar）以及鸟神星（Makemake）$^{[8]}$。太阳系中的一些卫星，例如海王星的海卫一（Triton）和土星的菲比（Phoebe），也可能起源于这一地区。$^{[9][10]}$

　　 柯伊伯带以荷兰天文学家杰拉德·柯伊伯（Gerard Kuiper）的名字命名，他在 1951 年提出了这种带状结构存在的一种设想。$^{[11]}$ 在他之前和之后，也有研究者提出过类似的假说，例如 20 世纪 30 年代的肯尼思·埃奇沃斯（Kenneth Edgeworth）。$^{[12]}$ 对该结构最为直接的预测来自天文学家胡利奥·安赫尔·费尔南德斯（Julio Ángel Fernández），他在 1980 年发表论文，提出在海王星之外存在一条彗星带 $^{[13][14]}$，并认为它可能是短周期彗星的来源。$^{[15][16]}$

　　 1992 年，小行星 15760 Albion 被发现，这是继 1930 年发现冥王星、1978 年发现卡戎之后确认的首个柯伊伯带天体（KBO）。$^{[17]}$ 自其发现以来，已知的柯伊伯带天体数量已增加到数千个，并且人们认为直径超过 100 km（62 英里）的 KBO 可能多达 100000 个以上。$^{[18]}$ 起初，柯伊伯带被认为是周期彗星（轨道周期小于 200 年）的主要储存库。然而，自 20 世纪 90 年代中期以来的研究表明，柯伊伯带在动力学上是稳定的，而彗星真正的起源地是散射盘——这是一个由海王星在约 45 亿年前向外迁移所形成的动力学活跃区域。$^{[19]}$ 散射盘天体（例如阋神星 Eris）具有极高的轨道偏心率，其轨道最远可延伸至距离太阳约 100 AU 的位置。$^{[a]}$

　　 柯伊伯带不同于假想中的奥尔特云，后者被认为距离太阳远得多（约为其一千倍），且整体上近似球形。柯伊伯带内的天体，与散射盘成员以及任何潜在的希尔斯云或奥尔特云天体，统称为海王星外天体（TNO）。$^{[22]}$ 冥王星是目前已知柯伊伯带中最大、质量最大的成员，同时也是已知 TNO 中体积最大、质量第二大的天体，仅次于散射盘中的阋神星。$^{[a]}$ 冥王星最初被视为一颗行星，但由于其属于柯伊伯带成员，这一事实促使其在 2006 年被重新归类为矮行星。冥王星在成分上与许多其他柯伊伯带天体相似，其轨道周期也具有一类 KBO 的典型特征，这类天体被称为 “冥族天体”（plutinos），它们与海王星处于相同的 2:3 轨道共振状态。

　　 柯伊伯带与海王星有时也被视为太阳系范围的标志之一，其他替代界限还包括日球层顶（heliopause），以及太阳引力影响与其他恒星引力影响相当的距离（估计约在 50000–125000 AU 之间）。$^{[23]}$

1. 历史

　　 1930 年冥王星被发现之后，许多人开始推测它可能并非孤立存在。如今被称为柯伊伯带的这一区域，在随后数十年间以多种不同形式被提出为假想结构。直到 1992 年，人们才首次获得其存在的直接证据。由于在此之前关于柯伊伯带性质的设想在数量和形式上都十分多样，至今仍难以确定究竟应将最早提出这一概念的功劳归于谁。$^{[24]:106}$

假说

　　 最早提出海王星外天体族群存在设想的天文学家是弗雷德里克·C·伦纳德。在 1930 年克莱德·汤博发现冥王星之后不久，伦纳德便思考，冥王星是否 “很可能只是一系列超海王星天体中被发现的第一个，其余成员仍有待发现，但终将被探测到”。$^{[25]}$ 同年，天文学家阿尔明·O·洛伊施纳也提出，冥王星 “可能是许多尚未发现的长周期行星状天体之一”。$^{[26]}$

　　 1943 年，肯尼思·埃奇沃斯（Kenneth Edgeworth）在《英国天文学会期刊》中提出假说，认为在海王星之外的区域，原始太阳星云中的物质分布过于稀疏，无法凝聚形成行星，而是凝结成数量众多的小天体。由此他得出结论认为，“太阳系的外部区域，即行星轨道之外，被大量相对较小的天体所占据”$^{[27]:xii}$，并且这些天体中的个别成员会 “不时偏离自身的活动范围，作为偶然的访客进入内太阳系”$^{[27]:2}$，从而表现为彗星。

　　 1951 年，杰拉德·柯伊伯（Gerard Kuiper）在《天体物理学：专题研讨会》中的一篇论文里，对太阳系早期演化过程中形成的类似盘状结构进行了推测，并认为该盘由 “原始团块的残余组成，其中许多成员已经流失，成为游离的小行星，类似于疏散的银河开放星团解体为恒星的过程”$^{[11]}$。在另一篇基于他 1950 年所作讲座、同样题为《论太阳系的起源》的论文中，柯伊伯描述了 “太阳星云最外侧区域，从 38 到 50 个天文单位（即原始海王星轨道之外）”，并指出在那里 “凝结产物（如 H(_2)O、NH(_3)、CH(_4) 等冰）必然形成，这些冰片会缓慢聚集，形成更大的集合体，其尺度估计可达 1 km 甚至更大”。他进一步指出，“这些凝结体在尺寸、数量和组成上似乎可以解释彗星的性质”。根据柯伊伯的观点，“冥王星在 30 到 50 个天文单位的整个区域内运行，应当被认为是启动彗星向整个太阳系散射的原因”$^{[28]}$。柯伊伯当时基于一个在其时代较为普遍的假设，即冥王星的质量远大于我们今天所知道的数值，因此能够将这些天体散射至奥尔特云甚至抛射出太阳系；如果这一假设成立，那么今天将不会存在柯伊伯带 $^{[29]}$。

　　 在随后的几十年中，这一假说以多种形式不断演化。1962 年，物理学家阿拉斯泰尔·G·W·卡梅伦（Alastair G. W. Cameron）提出，在太阳系边缘存在 “一团极其巨大的小尺度物质”$^{[27]:14}$。1964 年，弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）——因提出著名的 “脏雪球” 彗星结构模型而广为人知——认为存在一条 “彗星带”，其质量可能大到足以解释此前促使人们寻找 X 行星的天王星轨道异常，或至少足以显著影响已知彗星的轨道 $^{[30]}$。然而，后续观测排除了这一假说 $^{[27]:14}$。

　　 1977 年，查尔斯·科瓦尔（Charles Kowal）发现了 2060 Chiron，这是一颗具有冰质成分、轨道位于土星与天王星之间的天体。他使用了闪烁比较仪——正是这一仪器在近 50 年前帮助克莱德·汤博发现了冥王星 $^{[31]}$。1992 年，又发现了另一颗具有类似轨道的天体 5145 Pholus$^{[32]}$。如今，人们已经确认在木星与海王星之间存在着一整类类似彗星的天体群体，被称为半人马天体。半人马天体的轨道是不稳定的，其动力学寿命仅有数百万年 $^{[33]}$。自 1977 年发现 Chiron 以来，天文学家便推测，这些半人马天体必然持续从某个外部储库中得到补充 $^{[27]:38}$。

　　 关于柯伊伯带存在的进一步证据后来来自对彗星的研究。人们早已认识到，彗星具有有限的寿命。当它们接近太阳时，太阳辐射的热量会使其表面的挥发性物质升华并逸散到太空中，从而逐渐消散。为了使彗星在整个太阳系年龄尺度上持续可见，它们必须不断得到补充 $^{[34]}$。一种被提出的补给区域是假想中的奥尔特云，这可能是一个球状的彗星云团，延伸至距太阳 50 000 AU 之外，由荷兰天文学家扬·奥尔特（Jan Oort）于 1950 年首次提出 $^{[35]}$。奥尔特云被认为是长周期彗星的起源地，这类彗星（如海尔–波普彗星）的轨道周期可长达数千年 $^{[24]:105}$。

　　 还存在另一类彗星族群，被称为短周期彗星或周期彗星，其成员的轨道周期小于 200 年，例如哈雷彗星。到 20 世纪 70 年代，人们发现短周期彗星的发现速率越来越难以与其完全源自奥尔特云这一假设相一致。$^{[27]:39}$ 对于一个奥尔特云天体而言，若要成为短周期彗星，首先必须被巨行星俘获。1980 年，乌拉圭天文学家胡利奥·费尔南德斯（Julio Fernández）在《英国皇家天文学会月报》上发表论文指出：每向内太阳系输送 1 颗短周期彗星，就必须有约 600 颗天体被抛射到星际空间中。他据此推测，为了解释观测到的彗星数量，需要在 35–50 AU 之间存在一条彗星带。$^{[37]}$ 在费尔南德斯工作的基础上，1988 年，加拿大的马丁·邓肯（Martin Duncan）、汤姆·奎因（Tom Quinn）和斯科特·特雷梅恩（Scott Tremaine）团队进行了一系列计算机模拟，以检验所有已观测到的彗星是否都可能来自奥尔特云。他们发现，奥尔特云无法解释全部短周期彗星，尤其是因为短周期彗星往往聚集在太阳系的黄道平面附近，而奥尔特云彗星则可能从天空中的任意方向进入内太阳系。若在模型中加入费尔南德斯所设想的这条 “带状结构”，模拟结果便能够与观测相符合。$^{[38]}$ 据称，正是因为费尔南德斯论文的开篇句中同时出现了 “Kuiper” 和 “comet belt” 这两个词，特雷梅恩将这一假想区域命名为 “柯伊伯带”。$^{[27]:191}$

发现

　　 1987 年，当时在麻省理工学院（MIT）任职的天文学家戴维·朱伊特（David Jewitt）对 “外太阳系显得明显空旷” 这一现象愈发感到困惑 $^{[17]}$。他鼓励当时仍是研究生的简·露（Jane Luu）协助他开展寻找冥王星轨道之外天体的工作，因为正如他对她所说的那样：“如果我们不去做，就不会有人去做。”$^{[27]:50}$。朱伊特和露利用位于美国亚利桑那州的基特峰国家天文台以及智利的托洛洛山美洲际天文台的望远镜，采用与克莱德·汤博和查尔斯·科瓦尔当年几乎相同的方法开展搜索，即使用闪烁比较仪进行比对 $^{[27]:50}$。最初，检查每一对底片大约需要八个小时 $^{[27]:51}$，但随着电子电荷耦合器件（CCD）的出现，这一过程显著加快。尽管 CCD 的视场较窄，但其集光效率远高于传统摄影底片（可保留约 90% 的入射光，而摄影底片仅约 10%），并且允许在计算机屏幕上以电子方式完成 “闪烁” 比较。如今，CCD 已成为大多数天文探测器的基础 $^{[27]:52,54,56}$。 1988 年，朱伊特转至夏威夷大学天文学研究所工作，露随后也加入他，在毛纳基山使用夏威夷大学的 2.24 米望远镜开展观测 $^{[27]:57,62}$。随着 CCD 视场最终扩大到 1024×1024 像素，搜索效率得以大幅提升 $^{[27]:65}$。最终，在历时五年的搜索之后，朱伊特和露于 1992 年 8 月 30 日宣布 “发现候选柯伊伯带天体 1992 QB1” $^{[17]}$。该天体后来被命名为 15760 Albion。六个月后，他们又在该区域发现了第二个天体 (181708) 1993 FW $^{[39]}$。截至 2018 年，已发现的柯伊伯带天体数量超过 2000 个 $^{[40]}$。

　　 在发现 1992 QB1（2018 年命名为 15760 Albion）之后的二十年间（1992—2012 年），在这一带区共发现了一千多个天体，显示出除冥王星和 Albion 之外还存在着一个极为庞大的天体带 $^{[41]}$。即便在 2010 年代，人们对柯伊伯带天体的整体范围和性质仍知之甚少 $^{[41]}$。最终，无人探测器 “新视野号”（New Horizons）完成了首次柯伊伯带天体的近距离飞掠观测，先后对冥王星系统（2015 年）以及 Arrokoth（2019 年）进行了更为细致的观测 $^{[42]}$。

　　 自跨海王星区域首次被系统绘制以来的研究表明，如今所谓的柯伊伯带并非短周期彗星的真正起源地，这些彗星实际上源自一个相关联的天体族群，即散射盘。散射盘形成于海王星向外迁移进入原始柯伊伯带的过程中，当时该区域距离太阳更近。海王星的迁移在其身后留下了两类天体：一类是动力学上稳定、其轨道不再受海王星影响的天体（即严格意义上的柯伊伯带），另一类是近日点足够接近、仍会在海王星绕日运行过程中受到其扰动的天体（即散射盘）。由于散射盘在动力学上更为活跃，而柯伊伯带相对稳定，散射盘如今被认为是周期彗星最可能的起源地 $^{[19]}$。

名称

　　 天文学家有时使用 “埃奇沃思—柯伊伯带”（Edgeworth–Kuiper belt）这一替代名称以表彰埃奇沃思的贡献，柯伊伯带天体（KBO）有时也被称为 EKOs。布赖恩·G·马斯登（Brian G. Marsden）认为二者都不应被视为真正的提出者：“无论是埃奇沃思还是柯伊伯，都没有描述过任何与我们今天所看到的情形真正相似的东西，真正做到这一点的是弗雷德·惠普尔。”$^{[27]:199}$。戴维·朱伊特则评论道：“如果一定要说的话……最接近成功预测柯伊伯带的人其实是费尔南德斯。”$^{[29]}$

　　 柯伊伯带天体有时也被称为 “kuiperoids”，这一名称由克莱德·汤博提出 $^{[43]}$。若干科学团体建议使用 “跨海王星天体”（trans-Neptunian object，TNO）这一术语来指代该带区内的天体，因为该术语争议较少。不过，两者并非严格同义：TNO 指的是所有绕太阳运行且轨道位于海王星轨道之外的天体，并不仅限于柯伊伯带天体 $^{[44]}$。

2. 结构

　　 在其最大范围内（包括外围区域，但不包括散射盘），柯伊伯带大致从距太阳约 30–55 AU 的区域延伸。通常认为，柯伊伯带的主体部分从 39.5 AU 处的 2:3 平均运动共振（见下文）一直延伸到约 48 AU 处的 1:2 共振位置 $^{[45]}$。柯伊伯带在空间中相当 “厚”，其主要集中区可延伸到黄道面上下约 10°，而更为稀疏的天体分布则可延伸到数倍于此的角距离。整体而言，它看起来更像一个环面或甜甜圈，而非一条狭长的带状结构 $^{[46]}$。其平均位置相对于黄道面的倾角约为 1.86° $^{[47]}$。

　　 海王星的存在通过轨道共振对柯伊伯带的结构产生了深远影响。在与太阳系年龄相当的时间尺度上，海王星的引力会使位于某些特定区域内的天体轨道变得不稳定，并将它们要么送入内太阳系，要么抛入散射盘，甚至逐出星际空间。这一过程使柯伊伯带在当前结构中出现了明显的空隙，类似于小行星带中的柯克伍德空隙。例如，在 40–42 AU 之间的区域，天体无法长期保持稳定轨道，因此任何在该区域内观测到的天体都必然是相对近期才迁移到那里的 $^{[48]}$。

经典带

　　 在与海王星形成 2:3 与 1:2 平均运动共振之间、约位于 42–48 AU 的区域内，与海王星的引力相互作用发生在较长的时间尺度上，因此天体可以在轨道几乎不被改变的情况下长期存在。该区域被称为经典柯伊伯带，其成员约占目前已观测到的柯伊伯带天体（KBO）的三分之二 $^{[49][50]}$。由于现代意义上发现的第一个柯伊伯带天体（Albion，长期被称为 1992 QB1）被视为这一类的原型，经典 KBO 常被称为 cubewanos（“Q-B-1-os”）$^{[51][52]}$。国际天文学联合会（IAU）制定的命名规范要求，经典 KBO 应以与创世相关的神话人物命名 $^{[53]}$。

　　 经典柯伊伯带似乎由两个不同的天体族群组成。第一类被称为 “动力学冷” 族群，其轨道与行星相似：轨道几乎为圆形，偏心率小于 0.1，轨道倾角也较低，最高约为 10°（即接近太阳系的黄道面，而非显著倾斜）。冷族群中还包含一组被称为 “核心（kernel）” 的天体，其半长轴集中在 44–44.5 AU$^{[54]}$。第二类是 “动力学热” 族群，其轨道相对于黄道面的倾角可高达 30°。这两个族群的命名并非源于温度的显著差异，而是借用了气体粒子的类比：粒子在被 “加热” 时，其相对速度会增大 $^{[55]}$。

　　 这两个族群不仅在轨道性质上不同，冷族群在颜色和反照率方面也存在差异：它们通常颜色更红、亮度更高，具有更高比例的双星系统 $^{[56]}$，其尺寸分布也不同 $^{[57]}$，且几乎不包含非常大的天体 $^{[58]}$。动力学冷族群的总质量大约只有热族群的三十分之一 $^{[57]}$。颜色差异可能反映了成分上的不同，这表明它们形成于不同的区域。动力学热族群被认为形成于海王星最初的轨道附近，并在巨行星迁移过程中被散射到外侧 $^{[4][59]}$；而动力学冷族群则被认为大致形成于其当前位置，因为较为松散的双星系统在与海王星的近距离遭遇中很难幸存 $^{[60]}$。尽管 “尼斯模型” 似乎能够至少部分解释这种成分差异，但也有人提出，颜色差异可能反映的是天体表面演化过程的不同 $^{[61]}$。

共振

　　 当一个天体的轨道周期与海王星的轨道周期呈精确整数比时（这种情况称为平均运动共振），如果二者的相对构型合适，该天体就可能与海王星形成同步运动，从而避免被其引力扰动而偏离轨道。举例来说，若某天体每绕太阳运行两周，海王星恰好运行三周，并且该天体在近日点时海王星与其相隔约四分之一个轨道，那么每当天体再次回到近日点时，海王星都会处在与最初几乎相同的相对位置，因为在相同时间内海王星完成了 $1\tfrac{1}{2}$ 圈公转。这种情形被称为 2:3（或 3:2）共振，其对应的特征半长轴约为 39.4 AU。该 2:3 共振区内已知约有 200 个天体 $^{[62]}$，其中包括冥王星及其卫星。基于这一点，这一族群的成员被称为冥族天体（plutinos）。许多冥族天体（包括冥王星）具有与海王星轨道相交的轨道，但由于共振机制的存在，它们实际上不可能与海王星发生碰撞。冥族天体通常具有较高的轨道偏心率，这表明它们并非在当前位置原生形成，而更可能是在海王星向外迁移过程中被随机抛射到现有轨道上的 $^{[63]}$。国际天文学联合会（IAU）的命名规范规定，所有冥族天体都必须像冥王星一样，以冥界神祇命名 $^{[53]}$。

　　 1:2 共振（即天体每绕太阳运行半圈，海王星运行一圈）对应的半长轴约为 47.7 AU，该区域内的天体数量较少 $^{[64]}$，其成员有时被称为 twotinos。除此之外，还存在 3:4、3:5、4:7 以及 2:5 等其他共振形式 $^{[27]:104}$。海王星还拥有若干特洛伊天体，它们占据海王星轨道前后方的拉格朗日点，这些区域在引力上是稳定的。海王星特洛伊天体与海王星处于 1:1 的平均运动共振状态，且其轨道通常非常稳定。

　　 此外，在半长轴小于 39 AU 的区域内，存在着一个相对明显的天体稀缺现象，而这一现象似乎无法用当前已知的共振结构加以解释。当前普遍接受的假说认为，这是由于海王星在向外迁移的过程中，不稳定的轨道共振逐渐扫过该区域，从而将其中的天体 “清扫” 走，使它们要么被引力抛射到其他轨道上，要么被直接逐出该区域 $^{[27]:107}$。

柯伊伯悬崖

　　 在 47.8 AU 处的 1:2 共振似乎构成了一条边界，其外侧已知的天体数量很少。目前尚不清楚这是否真的是经典柯伊伯带的外缘，还是仅仅是一个宽阔空隙的起点。在大约 55 AU 处的 2:5 共振位置仍然探测到了一些天体，这已经远在经典柯伊伯带之外；然而，早期对在这些共振之间存在大量处于经典轨道上的天体的预测，并未得到观测证实 $^{[63]}$。

　　 基于形成天王星和海王星以及如冥王星这类大型天体所需的原始质量估计（见 § 质量与尺寸分布），早期的柯伊伯带模型曾提出：在 50 AU 以外，大型天体的数量应当增加一倍 $^{[65]}$。因此，这种在 50 AU 之外出现的突然且剧烈的数量下降——被称为 “柯伊伯悬崖（Kuiper cliff）”——显得出乎意料，其成因至今仍不清楚。Bernstein、Trilling 等人（2003）发现证据表明：在 50 AU 以外，半径大于 100 km 的天体数量快速减少是真实存在的现象，而并非由观测偏差造成。可能的解释包括：该距离处的物质过于稀少或过于分散，无法吸积形成大型天体，或者后续的动力学过程移除了或摧毁了这些天体 $^{[66]}$。神户大学的 Patryk Lykawka 提出，一颗尚未被发现的大质量行星（可能具有地球或火星的质量）所产生的引力扰动，或许是造成这一现象的原因 $^{[67][68]}$。对截至 2023 年 9 月之前可获得的跨海王星天体（TNO）数据的分析显示：经典柯伊伯带外缘的天体分布，与外侧主小行星带的分布形式相似，并在约 72 AU 处存在一个空隙，该位置远离任何与海王星的平均运动共振；而主小行星带的外缘同样存在一个由与木星的 5:6 平均运动共振（位于 5.875 AU）所诱发的空隙 $^{[69]}$。

3. 起源

　　 柯伊伯带的精确起源及其复杂结构至今仍不清楚，天文学家正期待多台大视场巡天望远镜的观测结果，例如 Pan-STARRS 以及未来的 LSST（现称 Rubin 天文台的 LSST 项目），它们有望发现大量目前尚未知晓的柯伊伯带天体（KBO）$^{[4]}$。这些巡天将提供关键数据，有助于回答上述问题。Pan-STARRS 1 于 2014 年完成其主要科学任务，其完整巡天数据于 2019 年发布，进一步揭示了大量新的 KBO $^{[70][71][72]}$。

　　 一般认为，柯伊伯带由行星微体组成，它们是围绕太阳的原始原行星盘的残余碎片，这些物质未能完全聚合形成行星，而是形成了较小的天体，其最大直径小于约 3000 千米（1900 英里）。对冥王星和卡戎表面撞击坑数量的研究显示，小型撞击坑相对稀少，这表明这些天体很可能是以数十千米尺度的较大实体直接形成的，而不是由更小、尺度约为千米级的天体逐步吸积而成 $^{[73]}$。关于这些较大天体形成的假想机制包括：在湍流原行星盘中，由涡旋之间富集的 “卵石” 云团发生引力坍缩 $^{[60][74]}$，或由流动不稳定性（streaming instability）触发形成 $^{[75]}$。这些坍缩的云团还可能进一步碎裂，从而形成双星系统 $^{[76]}$。

　　 现代数值模拟表明，柯伊伯带在形成和演化过程中受到木星和海王星的强烈影响，同时也暗示天王星和海王星不可能在其现今位置上形成，因为在那样的距离范围内，原始物质过于稀少，无法生成如此大质量的天体。相反，这些行星被认为最初形成于更靠近木星的位置。太阳系早期，行星微体的散射导致了巨行星轨道的迁移：土星、天王星和海王星向外漂移，而木星则向内漂移。最终，这些轨道演化到木星与土星进入精确的 1:2 共振状态，即木星每绕太阳公转两周，土星公转一周。该共振所引发的引力效应最终使天王星和海王星的轨道失稳，将它们散射到高偏心率的外移轨道上，并穿越原始的行星微体盘 $^{[61][77][78]}$。

　　 在海王星轨道高度偏心的阶段，其平均运动共振区彼此重叠，行星微体的轨道因此呈现出混沌演化状态，使得这些行星微体能够向外游走，最远可达海王星的 1:2 共振位置，从而形成一个动力学上 “冷” 的、低倾角天体带。随后，随着海王星偏心率的降低，其轨道逐渐向外扩展至接近现今位置。在这一迁移过程中，许多行星微体被俘获并长期停留在共振轨道中，另一些则演化到更高倾角、较低偏心率的轨道上，并从共振中逃逸，进入稳定轨道 $^{[79]}$。还有更多行星微体被向内散射，其中一小部分被俘获成为木星特洛伊小行星、巨行星的不规则卫星或外侧小行星带天体，其余的大多数再次被木星向外散射，并最终被抛射出太阳系，使原始柯伊伯带的人口数量减少了 99

　　 目前最流行模型——“尼斯模型” 的原始版本，能够再现柯伊伯带的许多特征，例如 “冷” 与 “热” 两类族群、共振天体以及散射盘，但它仍无法解释其分布中的若干细节。该模型预测的经典柯伊伯带天体（KBO）平均偏心率高于观测值（0.10–0.13 对比 0.07），其预测的轨道倾角分布中高倾角天体数量也明显偏少 $^{[61]}$。此外，冷带中双星系统的高出现频率（其中许多成员间距很大、引力束缚较弱）同样对模型构成挑战。这类双星在与海王星的近距离相互作用中理应被拆散 $^{[80]}$，因此有学者提出，冷盘可能是在其现今位置原地形成的，代表太阳系中唯一真正的 “本地” 小天体族群 $^{[81]}$。

　　 对尼斯模型的一个较新修正方案假设太阳系最初拥有五颗巨行星，其中包括一颗额外的冰巨星，并且它们最初处于一条平均运动共振链中。大约在太阳系形成后 4 亿年，这条共振链被打破。与其被直接散射进盘中，不如说冰巨星最初向外迁移了数个天文单位 $^{[82]}$。这种发散式迁移最终导致共振交叉，使行星轨道失稳。额外的冰巨星随后与土星发生遭遇，被散射到一条与木星相交的轨道上，并在一系列相互作用后被抛射出太阳系。其余行星则继续迁移，直到行星微体盘几乎被耗尽，仅在若干位置残留少量天体 $^{[82]}$。

　　 与原始尼斯模型类似，在海王星向外迁移过程中，天体会被俘获进入与海王星的共振轨道。其中一部分保留在共振中，另一部分则演化到更高倾角、较低偏心率的轨道，并从共振中释放出来，形成动力学上的 “热” 经典柯伊伯带。若海王星在约 3000 万年的时间尺度内从 24 AU 迁移至 30 AU，则可以较好地再现热带的倾角分布 $^{[83]}$。当海王星迁移至 28 AU 时，它会与那颗额外的冰巨星发生一次引力遭遇，这次事件导致海王星的半长轴发生跃迁。此前被俘获进海王星 1:2 平均运动共振的冷带天体，在这次跃迁后被遗留在约 44 AU 处，形成一个局部密集区 $^{[84]}$。沉积在冷带中的天体还包括一些起源于更靠近太阳位置、束缚较弱的 “蓝色” 双星系统 $^{[85]}$。如果海王星在此次遭遇过程中保持较小的偏心率，则可避免原始尼斯模型中出现的强混沌轨道演化，从而保留一条原始的冷带 $^{[86]}$。在海王星迁移的后期阶段，平均运动共振的缓慢扫掠会将高偏心率天体从冷带中清除，从而截断其偏心率分布 $^{[87]}$。

4. 组成

　　 由于远离太阳和主要行星，柯伊伯带天体被认为相对较少受到塑造和改变其他太阳系天体的各种过程的影响；因此，确定它们的组成将为了解最早期太阳系的物质构成提供重要信息 $^{[88]}$。然而，由于柯伊伯带天体体积小且距离地球极其遥远，其化学组成非常难以测定。天文学家确定天体成分的主要方法是光谱学。当一个天体的光被分解为其组成的不同颜色时，会形成类似彩虹的图像，这种图像称为光谱。不同物质在不同波长处吸收光，当对某一特定天体的光谱进行解析时，会在相应波长处出现暗线（称为吸收线），这些暗线正是天体内部物质吸收特定波长光所产生的结果。每一种元素或化合物都具有其独特的光谱特征，通过解读一个天体完整的光谱 “指纹”，天文学家便可以确定其物质组成。

　　 分析表明，柯伊伯带天体由岩石与多种冰的混合物构成，这些冰包括水、甲烷和氨等。柯伊伯带的温度仅约为 50 K$^{[89]}$，因此许多在更靠近太阳时呈气态的化合物在此区域仍保持固态。只有对于少数已经测定了直径和质量的天体，其密度以及岩石—冰的比例才是已知的。天体直径可以通过高分辨率望远镜（如哈勃空间望远镜）直接成像、通过天体掩星事件的时间测量，或更常见地，通过其红外辐射推算得到的反照率来确定。天体的质量则通过其卫星的半长轴和轨道周期来测定，因此目前仅对少数双星系统中的天体掌握这些数据。已测得的密度范围从低于 0.4 g/cm³ 到 2.6 g/cm³ 不等。密度最低的天体被认为主要由冰构成，并具有显著的内部孔隙率；而密度最高的天体则很可能以岩石为主，仅覆盖一层较薄的冰壳。总体上存在一种趋势：小天体的密度较低，而体积最大的天体密度较高。对此的一种可能解释是，在发生分化的天体相互碰撞并形成最大天体的过程中，其表层的冰被部分剥离或损失了 $^{[88]}$。

　　 最初，由于技术条件所限，无法对柯伊伯带天体（KBO）进行深入分析，因此天文学家只能确定其组成中最基本的特征，主要是颜色 $^{[91]}$。最早获得的数据表明，KBO 的颜色分布范围极广，从中性灰色到深红色不等 $^{[92]}$。这暗示它们的表面由多种不同化合物构成，从 “脏冰” 到碳氢化合物皆有 $^{[92]}$。这种多样性令天文学家感到震惊，因为此前人们预期 KBO 的表面应当较为一致且偏暗，认为它们的表层挥发性冰大多已在宇宙射线的作用下被剥离殆尽 $^{[27]:118}$。为解释这一差异，人们提出了多种方案，包括由撞击或逸气过程导致的表面再更新 $^{[91]}$。Jewitt 和 Luu 于 2001 年对已知柯伊伯带天体进行的光谱分析发现，其颜色变化幅度过大，难以仅用随机撞击来解释 $^{[93]}$。目前认为，来自太阳的辐射会在化学上改变 KBO 表面的甲烷，生成诸如托林（tholins）等产物。观测已表明，鸟神星（Makemake）的表面存在多种由甲烷经辐射加工形成的碳氢化合物，包括乙烷、乙烯和乙炔 $^{[88]}$。

　　 尽管由于亮度极低，迄今为止大多数 KBO 在光谱上仍表现为 “无特征”，但在确定其组成方面仍取得了一些重要进展 $^{[89]}$。1996 年，Robert H. Brown 等人获得了 KBO 1993 SC 的光谱数据，结果显示其表面组成与冥王星以及海王星的卫星特里同（Triton）高度相似，含有大量甲烷冰 $^{[94]}$。对于尺度较小的天体，目前通常只能测定其颜色以及在部分情况下的反照率。这些天体大体可分为两类：一类是反照率较低的灰色天体，另一类是反照率较高的深红色天体。人们推测，这种颜色和反照率差异源于这些天体表面是否能够保留硫化氢（H(_2)S）：那些形成于距离太阳更远、得以保留 H(_2)S 的天体，其表面在辐照作用下会发生红化 $^{[95]}$。

　　 最大的 KBO（如冥王星和夸欧尔星 Quaoar）表面富含甲烷、氮和一氧化碳等挥发性化合物。这些分子的存在很可能与它们在柯伊伯带 30–50 K 温度范围内具有适中的蒸气压有关，使其能够周期性地从表面升华并再次以 “降雪” 的形式沉积，而沸点更高的化合物则会始终保持固态。最大 KBO 中这三种化合物的相对丰度，与其表面引力和环境温度直接相关，这些因素决定了它们能够保留哪些挥发物 $^{[88]}$。在多种 KBO 上已探测到水冰，包括鸟神星族（Haumea 家族）的成员如 1996 TO66$^{[96]}$，中等尺寸的天体如 38628 Huya 和 20000 Varuna$^{[97]}$，以及一些更小的天体 $^{[88]}$。在大型和中型天体表面发现结晶态冰（例如在 50000 Quaoar 上还探测到了氨水合物 $^{[89]}$），可能表明这些天体在过去曾发生过构造活动，而氨的存在通过降低熔点促进了这种过程的发生 $^{[88]}$。

5. 质量与尺度分布

　　 尽管柯伊伯带的空间范围极其广阔，其总体质量却相对较低。动力学 “热” 族群的总质量估计约为地球质量的 1%，而动力学 “冷” 族群的质量则要小得多，仅约为地球质量的 0.03%$^{[57][98]}$。一般认为，动力学热族群是一个原本在更靠近太阳处形成、并在巨行星迁移过程中被向外散射的、更大族群的残余；与此相对，动力学冷族群则被认为是在其当前所在位置形成的。根据最新（2018 年）的估计，基于其对行星运动所施加的引力影响，整个柯伊伯带的总质量约为 $(1.97 \pm 0.30)\times10^{-2}$ 个地球质量 $^{[99]}$。

　　 动力学冷族群的总质量过小，给太阳系形成模型带来了一些问题，因为形成直径大于 100 km（62 英里）的柯伊伯带天体（KBO）需要相当可观的物质用于吸积 $^{[4]}$。如果经典冷柯伊伯带自始至终都保持着当前如此低的密度，那么这些大型天体几乎不可能通过较小原行星体之间的碰撞与并合形成 $^{[4]}$。此外，现今轨道所具有的偏心率和倾角意味着天体间的相遇过程相当 “剧烈”，更倾向于导致破坏而非吸积。要从动力学冷族群中移除如此大比例的质量，也被认为是不太可能的：海王星当前的引力影响不足以解释如此强烈的 “清扫” 效应，而通过碰撞磨蚀造成的质量损失又受到冷盘中大量松散结合的双星系统的限制——这些双星在频繁碰撞中本应更易被破坏 $^{[100]}$。因此，有观点认为，这些较大的天体并非由小型原行星体的连续碰撞形成，而是直接由 “卵石云” 的引力坍缩生成的 $^{[101]}$。

　　 柯伊伯带天体的尺寸分布遵循若干种**幂律关系**。幂律描述的是 $N(D)$（直径大于 $D$ 的天体数量）与 $D$ 之间的关系，通常称为**亮度斜率**。天体数量与直径 $D$ 的某个幂次成反比： \[ \frac{dN}{dD}\propto D^{-q},~ \] 由此（假设 $q\neq 1$）可得： \[ N\propto D^{1-q}+\text{常数}.~ \] （当幂律在较大的 $D$ 范围内不再适用时，该常数项才可能不为零。）

　　 早期基于视星等分布测量得到的估计给出了 $q=4\pm0.5^{[66]}$，这意味着在 100–200 km 尺度范围内的天体数量大约是 200–400 km 尺度范围内的 8 倍（即 $=2^{3}$ 倍）。

　　 近期研究表明，动力学 “热” 经典族群与 “冷” 经典族群的尺寸分布斜率并不相同。热族群在大直径区间的斜率为 $q=5.3$，在小直径区间为 $q=2.0$，斜率变化发生在约 110 km 处；冷族群在大直径区间的斜率为 $q=8.2$，在小直径区间为 (q=2.9)，斜率变化发生在约 140 km 处 $^{[57]}$。散射族群、冥族天体（plutinos）以及海王星特洛伊小行星的尺寸分布斜率与其他动力学 “热” 族群相似，但它们可能表现出一种所谓的 “凹陷”（divot），即在某一特定尺寸以下天体数量出现明显骤减。这种凹陷被认为可能源于族群的碰撞演化过程，或者是这些族群在形成时本身就缺乏小于该尺寸的天体，而更小的天体只是原始大天体的碎片 $^{[102][103]}$。

　　 目前已知半径小于 1 km 的最小柯伊伯带天体只能通过恒星掩星方式被探测到，因为它们极其暗弱（视星等约 35），即便使用哈勃空间望远镜也无法直接成像 $^{[104]}$。关于这类掩星的最早报告来自 Schlichting 等人于 2009 年 12 月发表的研究，他们在分析 2007 年 3 月的哈勃档案光度数据时，宣布发现了一颗半径小于 1 km 的柯伊伯带天体。该天体的估计半径为 $520\pm60$m（或直径 $1040\pm120$ m），是在其短暂遮挡一颗恒星约 0.3 秒时，由哈勃的恒星跟踪系统探测到的($^{[105]}$。在 2012 年 12 月发表的后续研究中，Schlichting 等人对哈勃档案光度数据进行了更系统的分析，又报告了一次由亚千米尺度柯伊伯带天体引起的掩星事件，其估计半径为 $530\pm70$ m（或直径 $1060\pm140$ m）。基于 2009 年和 2012 年探测到的掩星事件，Schlichting 等人推导出柯伊伯带天体尺寸分布的斜率为 $q=3.6\pm0.2$ 或 $q=3.8\pm0.2$，分别对应于假设单一幂律以及假设黄道纬度均匀分布的情况。该结果表明，与由直径大于 90 km 的较大柯伊伯带天体族群外推得到的结果相比，亚千米尺度柯伊伯带天体存在显著的数量不足 $^{[106]}$。

　　 美国国家航空航天局（NASA）的 “新视野号”（New Horizons）任务中，Venetia Burney 学生尘埃计数器的观测显示，在距离太阳远至 55 AU 的范围内，探测到的尘埃通量 “高于模型预测值”，而这一现象尚无法被任何现有模型所解释 $^{[107]}$。

6. 散射天体

　　 散射盘是一个天体分布较为稀疏的区域，它与柯伊伯带部分重叠，但向外可延伸至 100 AU 之外。散射盘天体（SDOs）具有高度椭圆的轨道，且往往对黄道面的倾角也很大。大多数太阳系形成模型认为，柯伊伯带天体和散射盘天体最初都形成于一个原始的带状结构中，随后在引力相互作用（尤其是与海王星的相互作用）下，这些天体被向外散射，其中一部分进入稳定轨道（成为柯伊伯带天体），另一部分则进入不稳定轨道，形成散射盘 $^{[19]}$。由于其轨道本质上不稳定，散射盘被认为是太阳系中许多短周期彗星的起源地。这些天体的动力学轨道有时会将它们推入内太阳系，先演化为半人马天体，随后成为短周期彗星 $^{[19]}$。

　　 根据负责正式编目所有海王星外天体的小行星中心（Minor Planet Center）的定义，凡是轨道完全位于既定柯伊伯带区域内的天体，无论其起源或成分如何，均被归类为柯伊伯带天体（KBO）。位于该区域之外的天体则被归类为散射天体 $^{[108]}$。在某些科学界语境中，“柯伊伯带天体” 一词已被用作外太阳系中任何冰质小天体的同义词，只要其被认为属于最初形成的那一类，即便其在太阳系大部分历史时期的轨道位于柯伊伯带之外（例如处于散射盘区域）。在这种用法中，人们常将散射盘天体称为 “被散射的柯伊伯带天体” $^{[109]}$。厄里斯（Eris）由于质量已知大于冥王星，常被称为柯伊伯带天体，但从严格定义上说，它实际上是一颗散射盘天体 $^{[108]}$。迄今为止，天文学界对于柯伊伯带精确定义仍未达成一致，这一问题仍悬而未决。

　　 半人马天体通常不被视为柯伊伯带的一部分，但也被认为属于散射天体，其主要区别在于它们是被向内而非向外散射的。小行星中心将半人马天体与散射盘天体统一归类为散射天体 $^{[108]}$。

海卫一

　　 在其迁移过程中，海王星被认为捕获了一个大型的柯伊伯带天体——海卫一（Triton）。海卫一是太阳系中唯一一颗具有逆行轨道的大型卫星（即其公转方向与海王星自转方向相反）。这一特征表明，与木星、土星和天王星那些被认为是在其年轻母行星周围的旋转物质盘中凝聚形成的大型卫星不同，海卫一原本是一个已经完全形成的天体，后来从周围空间被捕获而来。

　　 引力捕获一个天体并非易事：这需要某种机制使该天体的速度显著降低，从而能够被更大天体的引力所俘获。一种可能的解释是，海卫一在遭遇海王星时原本是一个双星系统的一部分（许多柯伊伯带天体本身就属于双星系统，见下文）。在这种情形下，海王星将双星中的另一个成员弹射出去，从而实现了对海卫一的捕获。$^{[110]}$

　　 海卫一的直径仅比冥王星大约 14%，而对这两个天体的光谱分析显示，它们的表面主要由相似的物质构成，例如甲烷和一氧化碳。这些证据共同指向一个结论：海卫一曾经是一颗柯伊伯带天体，在海王星向外迁移的过程中被其捕获。$^{[111]}$

7. 最大的柯伊伯带天体

　　 这些在轨道上与冥王星相似的大型柯伊伯带天体（KBO）的发现，使许多人得出结论：除了相对大小之外，冥王星与柯伊伯带中的其他成员并没有本质区别。这些天体不仅在尺寸上与冥王星相近，其中许多还拥有天然卫星，并且在成分上也十分相似（在冥王星以及最大的 KBO 上都探测到了甲烷和一氧化碳）。$^{[4]}$ 因此，正如谷神星在发现其同类小行星之前曾被视为一颗行星一样，一些人开始提出，冥王星或许也应被重新分类。

　　 这一问题随着阋神星（Eris）的发现而达到高潮。阋神星位于远在柯伊伯带之外的散射盘中，如今已知其质量比冥王星大约高出 27%。$^{[113]}$（阋神星最初被认为在体积上也大于冥王星，但 “新视野号” 任务后来证实事实并非如此。）作为回应，国际天文学联合会（IAU）首次被迫给 “行星” 下定义，并在定义中加入了一条关键标准：行星必须 “清除其轨道邻域”。$^{[114]}$ 由于冥王星的轨道上与许多其他体量可观的天体共存，它被认为并未清除其轨道邻域，因此被从行星重新归类为矮行星，成为柯伊伯带的一员。

　　 目前尚不清楚究竟有多少 KBO 足够大，可以被归类为矮行星。考虑到许多矮行星候选体出乎意料的低密度，可能符合这一标准的天体数量并不多。$^{[115]}$ 兽神星（Orcus）、冥王星、妊神星（Haumea）、创神星（Quaoar）和鸟神星（Makemake）被大多数天文学家所接受；也有人提出其他天体作为候选，例如 Salacia、Máni$^{[116]}$、Aya 和 Ixion。$^{[117]}$

卫星

　　 已知最大的六个跨海王星天体（TNO）——阋神星、冥王星、共工星（Gonggong）、鸟神星、妊神星和创神星——都拥有卫星，其中有两个甚至拥有不止一颗卫星。较大的 KBO 拥有卫星的比例明显高于柯伊伯带中的小天体，这表明它们可能经历了不同的形成机制。$^{[118]}$ 此外，柯伊伯带中还存在大量的双星系统（质量相近、彼此绕转的两个天体）。最著名的例子是冥王星—卡戎双星系统，但据估计，大约有 11% 的 KBO 以双星形式存在。$^{[119]}$

8. 探索

　　 2006 年 1 月 19 日，首个用于探索柯伊伯带的航天器——新视野号（New Horizons）发射升空，并于 2015 年 7 月 14 日飞掠冥王星。在完成冥王星飞掠之后，该任务的目标是寻找并研究柯伊伯带中更远的其他天体 $^{[121]}$。

　　 2014 年 10 月 15 日，对外披露哈勃空间望远镜发现了三个潜在目标，新视野号团队暂时将其命名为 PT1（“潜在目标 1”）、PT2 和 PT3$^{[122][123]}$。这些天体的直径估计在 30–55 千米之间，体积过小，无法用地面望远镜直接观测；它们距离太阳约 43–44 AU，对应的飞掠时间窗口在 2018–2019 年 $^{[124]}$。最初评估显示，在新视野号的燃料预算范围内可抵达这些目标的概率分别为 100%、7% 和 97%$^{[124]}$。这些天体全部属于 “冷”（低轨道倾角、低偏心率）的经典柯伊伯带，因此在性质上与冥王星有很大差异。PT1（在哈勃网站上曾临时标记为 “1110113Y”$^{[125]}$）是轨道条件最理想的目标，其视星等约为 26.8，直径约 30–45 千米，并于 2019 年 1 月被飞掠 $^{[126]}$。在获得足够的轨道信息后，小行星中心为这三个目标正式指定编号：2014 MU69（PT1，现名为阿罗科斯 Arrokoth）、2014 OS393（PT2）和 2014 PN70（PT3）。到 2014 年秋季，通过后续观测排除了第四个潜在目标 2014 MT69；而 PT2 则在冥王星飞掠之前即被排除 $^{[127][128]}$。

　　 2015 年 8 月 26 日，确定将首个目标 2014 MU69（昵称 “Ultima Thule”，后正式命名为 486958 Arrokoth）作为飞掠对象。航向修正于 2015 年 10 月下旬至 11 月初进行，最终实现了 2019 年 1 月的飞掠 $^{[129]}$。2016 年 7 月 1 日，美国国家航空航天局（NASA）批准为新视野号访问该目标提供额外经费 $^{[130]}$。

　　 2015 年 12 月 2 日，新视野号在距离约 2.7 亿千米（1.7×10⁸ 英里）处探测到当时称为 1994 JR1（后命名为 15810 Arawn）的天体 $^{[131]}$。

　　 2019 年 1 月 1 日，新视野号成功飞掠阿罗科斯，返回的数据表明阿罗科斯是一个接触双星，其整体尺度约为 32 千米 × 16 千米 $^{[132]}$。新视野号上的 Ralph 仪器确认了阿罗科斯呈现红色外观。飞掠所得的数据将在随后约 20 个月内陆续传回地球。

　　 目前尚无针对新视野号的后续任务计划，不过已有至少两个返回冥王星轨道或着陆的任务概念被研究过 $^{[133][134]}$。在冥王星之外，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）。未来的新任务将以对这些天体进行深入探测和研究为目标。泰雷兹·阿莱尼亚航天公司（Thales Alenia Space）曾研究过妊神星轨道器任务的可行性 $^{[135]}$；由于妊神星是一个碰撞家族的母体（该家族包含多个 TNO），并且其本身具有行星环和两颗卫星，因此被视为优先级极高的科学目标。该研究的主要作者 Joel Poncy 主张发展新技术，使航天器能够在 10–20 年甚至更短时间内抵达并进入 KBO 轨道 $^{[136]}$。新视野号首席研究员 Alan Stern 也曾非正式提出设想：未来任务可先飞掠天王星或海王星，再前往新的 KBO 目标 $^{[137]}$，从而在深入探索柯伊伯带的同时，也完成自 20 世纪 80 年代旅行者 2 号飞掠之后对冰巨行星的首次近距离探测。

设计研究与概念任务

　　 夸奥尔（Quaoar）曾被考虑作为一项用于研究星际介质的探测器的飞掠目标，因为它目前位于日球顶端（heliospheric nose）附近。约翰·霍普金斯大学应用物理实验室的 Pontus Brandt 及其同事研究了一种方案：探测器在 2030 年代飞掠夸奥尔后，经由日球顶端继续进入星际空间 $^{[138][139]}$。研究团队对夸奥尔的关注点包括其可能正在消失的甲烷大气以及低温火山活动 $^{[138]}$。该方案设想使用 SLS 火箭发射，并借助木星引力助推实现约 30 km/s 的速度。作为替代方案，一项发表于 2012 年的研究指出，若执行轨道器任务，伊克西翁（Ixion）和胡亚（Huya）是最可行的目标之一 $^{[140]}$；例如，研究人员计算，如果在 2039 年发射，轨道器在约 17 年巡航后即可抵达伊克西翁。

9. 系外柯伊伯带

　　 到 2006 年为止，天文学家已经在太阳以外的九颗恒星周围分辨出了被认为类似柯伊伯带的尘埃盘结构。它们似乎可分为两类：一类是宽广的带状结构，半径超过 50 AU；另一类是较窄的带状结构（被认为可能类似于太阳系的柯伊伯带），其半径介于 20–30 AU 之间，并且具有相对清晰的边界 $^{[141]}$。此外，大约有 15–20% 的类太阳恒星表现出可观测到的红外过量辐射，这被认为暗示着存在质量巨大的、类似柯伊伯带的结构 $^{[142]}$。

　　 目前已知的其他恒星周围的大多数碎屑盘都相对年轻，但右侧展示的两幅图像由哈勃空间望远镜于 2006 年 1 月拍摄，其年龄已经足够大（约 3 亿年），因此被认为已经演化并稳定在某种长期结构中。左图是宽带结构的 “俯视图”，右图是窄带结构的 “侧视图” $^{[141][143]}$。针对柯伊伯带中尘埃的计算机模拟表明，在其更年轻的阶段，它可能类似于在年轻恒星周围观测到的那些狭窄环状结构 $^{[144]}$。

10. 另见

• 小行星带
• 可能的矮行星列表
• 海王星外天体列表
• 第九行星
• 海王星外天体光谱类型

11. 注释

　　 a.关于术语 “散射盘” 和 “柯伊伯带” 的使用，文献中存在不一致之处。对一些人而言，这两个概念是截然不同的天体群；而另一些人则认为，散射盘是柯伊伯带的一部分。甚至有作者在同一篇出版物中会在这两种用法之间交替使用。由于国际天文学联合会下属的小行星中心——负责编目太阳系内小行星的机构——做出了这一区分，维基百科关于跨海王星区域的文章在编辑时也采用了同样的区分。在维基百科上，已知质量最大的海王星外天体厄里斯并不属于柯伊伯带，这使得冥王星成为质量最大的柯伊伯带天体。

12. 参考文献

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13. 外部链接

• 戴夫·朱维特在加州大学洛杉矶分校的主页
• 该带的名称
• 按族分类的短周期彗星列表 已归档 2019 年 6 月 24 日于互联网档案馆
• 柯伊伯带简介由美国国家航空航天局太阳系探索提供
• 柯伊伯带电子通讯
• Wm. 罗伯特·约翰斯顿的外海天体页面
• 小行星中心：外太阳系分布图, 用于展示柯伊伯空隙
• 外海天体列表