海王星外天體

新視野號拍攝的冥王星影像

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[9]。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。

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[10]。

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（T_N），離散盤中的天體可進一步分為T_N小於3的"傳統"離散盤天體（SDO，散射近）和T_N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[11]。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[12]，也不是通過與銀河潮汐的相互作用[13]。

海王星外天體的顏色。火星（Mars）和海衛一（Triton）未依比例呈現。土衛九（Phoebe）和5145 人龍星（Pholus）不是海王星外天體

一些大型TNO的相對大小、反照率和顏色的插圖

海王星外天體的顏色。火星和海衛一未依比例呈現。土衛九和5145 人龍星不是海王星外天體

一些大型TNO的相對大小、反照率和顏色的插圖

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（顏色略微增强）的天體[15]。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[16]。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[17]。
• 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[18]。

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[14]。在可見的紅色和近紅外範圍中，光譜的反射率差異很大。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[20]。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和由强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
  2

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

月球、海王星的衛星海衛一、冥王星、幾個大型TNO和小行星穀神星之間的大小比較。但未顯示出它們各自的形狀

典型地，大（明亮）天體通常在傾斜軌道上，而在黄道面上主要是小而暗淡的天體[18]。

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。照明天體的光的强度是已知的（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强度。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[21]。