06 海外天體 Trans-Neptunian Objects

  木星和海王星之間存在數量相對稀少的小行星群——半人馬小行星。一些半人馬小行星是暗紅色的，類似於塗了焦油的D型小行星，另一些則是藍色的，這表明它們的大部分表面可能是剛剛暴露出來的冰。由於半人馬小行星的軌道與巨行星的軌道交叉或接近，所以並不穩定，壽命不超過1000萬年。半人馬小行星可能是因為與海王星的近距離接觸而被拉回海王星軌道內側的海外天體。與巨行星的進一步相互作用可能會將半人馬小行星推入太陽系的內部，直到它們變成短周期彗星，在太陽系內通過近日點。在那裡，半人馬小行星會被太陽加熱，失去揮發性物質，這種變化有時會形成引人注目的尾巴。

  在海王星的L4拉格朗日點附近發現了六個特洛伊天體。動力學論證表明，兩個拉格朗日點都有數量巨大的特洛伊天體在等待著被發現，並且海王星的特洛伊型小行星的數量可能是木星的10倍。

  在海王星之外，我們將看到柯伊伯帶和所有其他的海外天體。柯伊伯帶的一組天體與海王星的軌道共振為3∶2。這個類別的成員被非正式地稱為「冥族小天體」，也包括冥王星。注意不要把「冥族小天體(plutino)」和「類冥天體(Plutoid)」混淆。類冥天體是國際天文學聯合會的官方術語，指任何大到足以被列為矮行星的海外天體。類冥天體可以是冥王星、經典柯伊伯帶天體(缺少海王星的軌道共振)，也可以是主帶以外的黃道離散天體(Scattered Disk objects)。經典的柯伊伯帶天體也被稱為「QB1-os」，因為在冥王星之後發現的第一個柯伊伯帶天體被臨時命名為1992QB1。

  冥王星和冥衛一

  大多數海外天體的性質鮮為人知。冥王星和它的衛星冥衛一(Charon)足夠大，與地球的距離足夠近，所以幾十年來，人們一直通過望遠鏡對其進行研究。在冥王星的光譜上已經探測到冰凍的氮、甲烷和二氧化碳。最清晰的望遠鏡圖像顯示，冥王星上的暗斑可能是富含托林[1]的殘留物。冥王星的密度表明，岩石必須占其總質量的70%左右，所以冥王星的內部很有可能有一個岩石內核。而這些岩石很可能分化出了一個富含鐵的堅硬內核，其上覆蓋著一層主要由水冰構成的幔，再上面覆蓋著一層揮發性更強的殼。

  冥王星位於近日點附近時(最近一次位於近日點附近發生在1989年)會有一個富含氮的大氣層，密度可能比海衛一的大氣層還要大。冥王星的引力是非常弱的，假想它有一個包裹著99%大氣的外殼，這個外殼會延伸到其表面上方300千米處；對地球來說，這樣的大氣延伸的等效高度只有40千米。冥王星將在2113年到達遠日點。在其與太陽的距離從近日點的45億千米增加到遠日點的74億千米的過程中，冥王星的大部分大氣預計會凝結到其表面上。遺憾的是，我們錯過了在近日點近距離研究冥王星的機會。美國國家航空航天局的新「地平線」號(Horizon)探測器將於2015年飛越冥王星，屆時，大部分冥王星大氣層可能已經凝結，並將其表面「永久」隱藏在季節性氮冰之下[2]。

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  冥王星的自轉周期為6.4天，與它最大的衛星冥衛一的公轉周期相同，與此同時，冥衛一也在同步自轉。這種關係是強潮汐的結果，意味著冥王星和冥衛一永遠以同樣的一面面向對方。冥衛一在大小和質量上與冥王星比例接近，比其他任何行星或矮行星與自己最大衛星的比例都要大。冥衛一的質量大約是冥王星的12%，它的軌道距離冥王星中心只有17個冥王星半徑。相比之下，月球的質量僅為地球的1.2%，軌道半徑為60個地球半徑。冥衛一離冥王星很近，這解釋了為什麼它直到1978年才被發現。冥王星的兩顆較小的衛星冥衛二(Nix)和冥衛三(Hydra)是在2005年被發現的，它們的軌道在冥王星的軌道平面上，與冥衛一形成接近4∶1和6∶1的軌道共振。

  在冥王星表面看到的冥衛一的大小，等於在地球上看到的月球的大小的8倍。由於冥王星和冥衛一的相對質量非常接近，它們的共同質心(「重心」)不在冥王星內部，而在兩個天體之間的空間點上。儘管已經知道了像(90)休神星這樣的雙小行星，還有像2001QW332(直徑為200千米的雙生子)這樣的雙柯伊伯帶天體，但是冥王星和冥衛一依然是大到足以算作行星或矮行星的天體中，體量最為接近的一對。

  冥衛一的表面主要是水冰和微量的氨。它的密度比冥王星小，但仍然足以形成一個堅固的岩石內核。冥衛一可能是一個相對平淡的、布滿隕石坑的星球，而冥王星可能會像其表面物質多樣性所顯示的那樣，通過地質活動給我們留下深刻的印象。

  可能還有一點能讓冥衛一比冥王星更引人注目，那就是冥王星的軸傾角是119.6°(大於90°意味著它的自轉是逆行的)，而冥衛一的軌道正好在冥王星的赤道平面上，因此，相對於它們圍繞太陽的聯合軌道而言，冥衛一的軌道有很大的傾斜度。冥衛一受到的來自太陽和冥王星的競爭性潮汐拉力足夠強大，可能在冥衛一冰幔內的某處引發融化。如果是這樣的話，未來就有趣了。冥衛一有一個類似於木衛二的表面，在冥衛一表面之下甚至還有一個潛在的孕育生命的海洋。迄今為止，我們取得的最好的提示來自2007年獲得的紅外光譜。通過這些紅外光譜，我們發現，冥衛一表面的水冰仍處於原始的水晶體形式，而不是冰的無定形亞微觀狀態，這種狀態暴露在太陽紫外線輻射和宇宙射線轟擊下的時間已經超過數萬年。冥衛一的間歇泉能對此作出最簡單的解釋。像土衛二上的羽狀物那樣，冥衛一的間歇泉會從內部噴射出新鮮的冰。

  其餘的海外天體

  表7列出了在撰寫本文時，冥王星和其他10大海外天體的排名。其中鬩神星(Eris)、鳥神星(Makemake)和妊神星(Haumea)被正式認定為矮行星。妊神星是扁平的，這要麼是因為它的自轉周期只有4小時，非常快，要麼是因為碰撞。表7中的天體都是經典的柯伊伯帶天體，除了鬩神星、2007OR10(黃道離散天體)、2002TC302(與海王星的軌道共振為5∶2)、伊克西翁(Ixion，冥族小天體)和塞德娜(Sedna)。塞德娜以一種奇特的方式位於黃道離散天體之外，它有一個高度橢圓的軌道，遠日點在距離太陽975 AU處。

  表7　最大的海外天體

  續表

  除冥王星外，人們對表中天體的大小知之甚少(即使是表中給出近似數值的天體)。這些海外天體的尺寸是基於對反照率(天體反射入射光的百分比)的假設估算出來的。如果海外天體的反照率比假設的要小，那麼它們一定會更大，但如果它們反照率比假設的要大，那麼它們一定會更小。對海外天體尺寸的估計可以通過測量其表面的熱輻射來改進，但是因為海外天體太冷了(表面溫度只有零下230℃或更低)，所以只能利用在地球大氣層上方的太空望遠鏡才能做到這一點。鑑於這些不確定性，表中的海外天體不太可能全都進入未來的「十大海外天體」名單。

  海外天體的顏色範圍分布為從紅色(表面可能廣泛分布著托林)到藍灰(表面有暴露的冰或無定形碳)。妊神星是藍灰色的，其質量(從其衛星軌道導出)表明，妊神星的密度比冥王星大，因此它必須有相對較高比例的非冰成分。已經在創神星的光譜中檢測到的結晶冰和氨水合物，這表明創神星的表面是最近重塑的(所使用的論據與那些為冥衛一提出的論據類似)。這意味著需要地質活動或重大撞擊事件，以產生足夠廣泛的噴射物來主導光譜。

  有2%~3%的海外天體擁有衛星，與擁有衛星的小行星比例相當。在較大的海外天體中，這一比例更高，這給解釋海外天體的衛星的起源造成了一些困擾。

  如果美國宇航局的「新地平線」任務在2015年飛越冥王星-冥衛三之後仍然保持健康，它將被導向一個更遙遠的海外天體。該目標尚未確定，但理想情況下將是一個藍灰色的海外天體，與冥王星的紅色性質形成對比。

  一顆海外行星？

  大多數天文學家認為，我們已經發現了所有隸屬太陽系的大型天體。當然，柯伊伯帶中不可能隱藏任何行星大小的天體，因為如果存在這樣一個天體，柯伊伯帶將是不穩定的。然而，對於一顆尚未完全逃離太陽系的外圍行星(俗稱「X行星」)來說，仍然存在兩種可能性。第一種可能性是，在距太陽80~170 AU處的傾斜偏心軌道上，有一個質量與地球質量相當的天體。如此巨大的天體(可能是由於與海王星的近距離接觸而被向外拋射的)的存在可以解釋為什麼在距太陽48AU之外的柯伊伯帶，我們觀測到的天體數量突然減少。這個現象被稱為「柯伊伯懸崖」。這可能也解釋了塞德娜等天體的極端軌道散布現象。

  外圍行星存在的第二種可能性出自長周期彗星往往來自天空的一個特定區域，而不是某個隨機方向。有人認為，這些長周期彗星是從奧爾特雲中被驅逐出來的，這種天體與木星質量相當，距太陽約32 000AU。這樣的天體很難用望遠鏡探測到，但並非不可能。如此遙遠的一顆「行星」不會受到太陽引力的束縛，它可能只是一個從另一顆恆星的行星系統中偶然逃脫的星際空間漫遊者。

  [1]　一種存在於遠離母恆星的寒冷星體上的物質，是一類共聚物分子，由最初的甲烷、乙烷等簡單結構有機化合物在紫外線照射下形成，它並不是單一的純淨物，並沒有確定的化學分子或明確的混合物與之對應。托林在顏色上通常呈淺紅色或棕色。托林無法在今日的地球自然環境下形成，但在外太陽系以冰為主的天體表面占有極大的含量，也見158頁。

  [2]　新地平線號在2015年夏天飛越冥王星時，其表面凝結。