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海王星外天体（Trans-Neptunian Object，TNO，也写为transneptunian object）[1]或海外天体是太阳系中其轨道的平均距离比海王星的半长轴（30.1 AU）还要长的小行星或其他天体。
通常，海外天体进一步分为经典和共振的柯伊伯带天体，其中离散盘和独立天体的类赛德娜天体是最远的天体[nb 1]。截至2020年10月，小行星目录包含678颗已编号和超过2,000颗未编号的TNO[3][4][5][6][7]。
第一颗海外天体是1930年发现的冥王星。直到1992年才发现了第二颗直接围绕太阳运行的海外天体15760 阿尔比恩。已知质量最大的TNO是阋神星，其次是冥王星、妊神星、鸟神星和共工星。在海外天体的轨道上发现了超过80颗卫星。TNO在颜色中变化，并且是灰蓝色（BB）或非常红色（RR）。它们被认为是由岩石、无定形碳和挥发性冰（如水和甲烷）的混合物组成，并含有托林和其他有机化合物。
已知12颗半长轴大于150AU和近日点大于30AU的小行星，它们被称为超海王星外天体（ETNO）[8]。
NASA 未来规划的任务“星际快车” Interstellar Probe (Exploring Trans-Neptunian Objects with Interstellar Probe) 将利用引力弹弓探索更多海外天体。初步报告列出了10个飞掠候选天体，包括50000 创神星(Quaoar)、225088 共工星(Gonggong) 和90482 亡神星(Orcus)。
每个行星的轨道都受到其他行星的引力影响。在20世纪初，观测到的天王星和海王星轨道与预期轨道之间的差异表明，在海王星之外还有一个或多个额外的行星。对这些的探索导致了1930年2月冥王星的发现，但后来发现冥王星太小，无法解释这些差异。1989年 旅行者2号 飞越海王星时，对海王星质量的修正估计表明，这个问题是虚假的[9]。冥王星是最容易找到的，因为它在所有已知的海外天体中具有最亮的视星等，与大多数其它大型TNO相比，它对黄道的倾斜度也较低。
冥王星被发现后，美国天文学家克莱德·汤博继续寻找类似的天体，但没有发现。在很长一段时间内，没有人搜索其他TNO，因为人们普遍认为冥王星是海王星之外唯一的主要天体；直到2006年8月之前，冥王星一直被归类为行星。直到1992年发现第二颗TNO，15760 阿尔比恩后，才开始系统地寻找更多的此类物体。对黄道周围的一条宽阔的天空带进行了拍摄，并对缓慢移动的天体进行了数值评估：发现了数百颗直径在50至2500公里之间的TNO；2005年发现的阋神星是已知质量最大的TNO。重新审视科学界长期以来关于大型TNO分类的争论，其中包括像冥王星这样的天体是否可以被认为是行星。冥王星和阋神星最终被国际天文学联合会归类为矮行星。2018年12月，宣布发现昵称为"Farout"的2018 VG18。Farout是迄今为止观测到的最遥远的太阳系天体，距离太阳约120AU，完成一个轨道需要738年[10]。
根据它们与太阳的距离和它们的轨道参数，TNO被分为两大类：柯伊伯带天体（KBO）和离散盘天体（SDO）[nb 1]。右图说明已知的海外天体（距离远达70AU）相对于行星轨道和半人马小行星的分布，以供参考。不同的类别以不同的颜色表示。共振天体（包括海王星特洛伊）以红色绘制，经典柯伊伯带天体以蓝色绘制。离散盘的天体向右延伸，远远超出图，已知天体的平均距离超过500AU（赛德娜）和远日点超过1,000AU（(87269) 2000 OO67）。
埃奇沃思-柯伊伯带包含与太阳的平均距离为30至约55AU的天体，通常具有接近圆形轨道，与黄道的倾角较小。埃奇沃思-柯伊伯带天体被进一步分类为与海王星锁定在轨道共振中的共振海外天体，和没有这种共振，在几乎圆形轨道上移动，不受海王星干扰，也被称为QB1（cubewanos）的经典柯伊伯带天体。共振海外天体有大量的子群，最大的是1:2共振（twotino）和以它们最突出的成员冥王星命名，有着2:3共振的冥族小天体（plutino）。经典埃奇沃思-柯伊伯带的成员包括15760阿尔比恩、50000创神星和鸟神星。
离散盘包含距离太阳更远，轨道非常偏心和倾斜的天体。这些轨道是非共振和不与行星轨道交叉。一个典型的例子是已知质量最大的TNO，阋神星。基于相对于海王星的蒂塞朗参数（TN），离散盘中的天体可进一步分为TN小于3的"经典"离散盘天体（SDO，散射近）和TN大于3的独立天体（ESDO，离散扩展）。此外，独立天体的时间平均偏心率大于0.2[11]。类赛德娜天体是独立天体的另一个极端子群，其拱点距离如此之远，以至于已经证实它们的轨道无法用来自巨行星的摄动来解释[12]，也不是通过与银河潮汐的相互作用[13]。
考虑到排除最大的海王星外所有天体的视星等（>20），物理研究仅限于以下方面：
研究颜色和光谱可以深入了解这些天体的起源及其与其它类型天体的潜在相关性，即半人马小行星和一些巨型行星的卫星（海卫一、土卫九），它们被怀疑起源于柯伊伯带。然而，这些解释通常是模糊的，因为取决于未知的颗粒尺寸，使得光谱可以拟合多种表面组成模型。更重要的是，小天体的光学表面受到强辐射、太阳风和微陨石的影响。因此，薄光学表面层可能与下面的表土层非常不同，并且不代表天体的整体组成。
小型TNO被认为是岩石和冰与一些有机（含碳）表面物质（如托林）的低密度混合物，能在其光谱中检测到。另一方面，高密度的妊神星，2.6-3.3g/cm3，表明非冰含量非常高（与冥王星的密度相比：1.86g/cm3）。一些小型TNO的组成可能与彗星相似。事实上，一些半人马小行星在接近太阳时会经历季节性变化，使边缘变得模糊（参见2060 凯龙和7968 埃尔斯特-皮萨罗）。然而，半人马和TNO成员之间的比较仍然存在争议[14]。
色指数是通过蓝色（B），可见光（V），即黄绿色和红色（R）滤镜看到的天体视星等差异的简单测量。该图说明了除最大天体外的所有已知色指数（颜色略微增强）的天体[15]。作为参考，两颗卫星：Triton和Phoebe，半人马小行星5145 Pholus和行星Mars被标绘在图中（黄色标签，且大小未依比例）。研究了颜色和轨道特性之间的相关性，以确认不同动力类别的不同起源理论：
- 经典柯伊伯带天体（cubewano）似乎由两种不同颜色的群体组成：所谓的冷（倾斜度＜5°）群体，只显示红色；所谓的热（倾斜度更高）群体，显示从蓝色到非常红色的整个颜色范围[16]。最近基于深度黄道巡天数据的分析证实了低倾角（称为核心）和高倾角（称之为晕）天体之间的颜色差异。核心天体的红色及其未受干扰的轨道表明，这些天体可能是该带原始成员的遗迹[17]。
- 离散盘天体显示出与指向共同起源的热经典天体的颜色相似性。
然而，相对较暗的天体以及整个群体，都是红色的（V − I=0.3–0.6），较大的天体通常颜色更中性（红外指数V − I<0.2）。这种区别导致了一种观点，即最大的天体表面覆盖着冰，隐藏着下面更红、更暗的区域[18]。
| 颜色 | 冥族小天体（Plutino） | 经典柯伊伯带天体（Cubewano） | 半人马小行星 | 离散盘天体（SDOs） | 彗星 | 特洛伊小行星 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B–V | 0.895±0.190 | 0.973±0.174 | 0.886±0.213 | 0.875±0.159 | 0.795±0.035 | 0.777±0.091 |
| V–R | 0.568±0.106 | 0.622±0.126 | 0.573±0.127 | 0.553±0.132 | 0.441±0.122 | 0.445±0.048 |
| V–I | 1.095±0.201 | 1.181±0.237 | 1.104±0.245 | 1.070±0.220 | 0.935±0.141 | 0.861±0.090 |
| R–I | 0.536±0.135 | 0.586±0.148 | 0.548±0.150 | 0.517±0.102 | 0.451±0.059 | 0.416±0.057 |
在TNO中，正如在半人马小行星中一样，存在着从蓝灰色（中性）到非常红色的颜色范围很广，但与半人马不同，半人马的双模分为灰色和红色半人马，TNO的分布似乎是均匀的[14]。在可见的红色和近红外范围中，光谱的反射率差异很大。中性天体呈现平坦的光谱，反射的红色和红外光与可见光谱一样多[20]。非常红色的天体呈现陡峭的坡度，反射更多的红色和红外线。最近的分类尝试（与半人马共同）使用了从BB（蓝色或中性，平均B − V{=0.70，V − R{=0.39，例如90482 亡神星（Orcus）到“RR”（非常红，B − V{=1.08，V − R｛｛＝｝0.71，例如90377 赛德娜（Sedna），并以BR和IR做为中间类。BR（中度蓝红）和红外（中度红色）在红外波段I，J和H上差异最大。
表面的典型模型包括水冰、无定形碳、硅酸盐s和由强辐射产生的名为托林的有机大分子。四个主要的托林用于拟合变红坡度：
- 泰坦托林：据信由90%的N2（氮）和10%的CH4（甲烷）的混合物制成的。
- 海卫一托林：如上所述，但甲烷含量非常低（0.1%）。
- （乙烷）冰托林I：据信由86%H
2O和14%C2H6（乙烷）的混合物制成。 - （甲醇）冰托林II：由80% H2O，16% CH3OH（甲醇）和3% CO
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做为两个极端类别BB和RR的例证，建议了以下组合：
- 赛德娜（RR，非常红）：24%海卫一托林，7%碳，10% N2，26% 甲醇，和33%甲烷
- 亡神星（BB，灰/蓝）：85%无定形碳， +4% 泰坦托林，和11% H2O ice
典型地，大（明亮）天体通常在倾斜轨道上，而在黄道面上主要是小而暗淡的天体[18]。
很难估计TNO的直径。对于具有众所周知轨道元素（如冥王星）的非常大的天体，其直径可以通过恒星的掩星精确量测。对于其他大型TNO，可以通过热量测来估计直径。照明天体的光的强度是已知的（从天体到太阳的距离），人们假设天体的大部分表面处于热平衡状态（对于无空气物体来说，这通常不是一个坏的假设）。对于已知的反照率，可以估计表面温度，并相应地估计热辐射强度。此外，如果已知物体的大小，就有可能预测到达地球的可见光和热辐射量。一个简化因素是，太阳几乎以可见光和附近频率发射其所有能量，而在TNO的低温下，热辐射以完全不同的波长（远红外）发射。
因此，有两个未知数（反照率和大小），可以通过两个独立的量测（反射光和发射的红外热辐射的量）来确定。不幸的是，TNO离太阳太远使得温度很低，因此大约在60微米的波长产生黑体辐射。这种波长的光不可能在地球表面观察到，而只能从太空中观察，例如斯皮策空间望远镜。对于地面观测，天文学家通过远红外观测黑体辐射的尾部。这种远红外辐射非常微弱，因此热方法仅适用于最大的KBO。对于大多数（小）天体，通过假设反照率来估计直径。然而，发现的反照率范围从0.50到0.05，导致绝对星等1.0的天体大小范围在1,200-3,700km[21]。
| 天体 | 描述 |
|---|---|
| 134340 冥王星 | 矮行星，第一个发现的海外天体 |
| 15760 阿尔比翁 | 继冥王星之后发现的第一颗柯伊伯带天体 |
| (38518) 1993 RO | 继冥王星之后发现的第二颗冥族小天体 |
| (15874) 1996 TL66 | 第一个被识别为离散盘天体 |
| 1998 WW31 | 冥王星之后发现的第一颗柯伊伯带双星 |
| 47171 伦波 | 冥族小天体的三合星系统，由一组大小相似的中心联星对和第三颗外环卫星组成 |
| 20000 伐楼那 | 一个大的经典柯伊伯带天体，以其快速旋转（6.3小时）和细长的形状而闻名 |
| 28978 伊克西翁 | 大型冥族小天体，发现时被认为是最大的柯伊伯带天体之一 |
| 50000 创神星 | 带有卫星的大型经典柯伊伯带天体；已知的第六大柯伊伯带天体，在发现时被认为是最大的柯伊伯带天体之一 |
| 90377 赛德娜 | 一颗遥远的天体，被提议用于一个名为“扩展散射盘”（ESDO）的新类别[22]，独立天体[23]， 远距独立天体（DDO）[24]或由深度黄道巡天正式分类为离散扩展天体'[11]。 |
| 90482 亡神星 | 已知第二大的海外天体，仅次于冥王星。有比较大的卫星。 |
| 136108 妊神星 | 一颗矮行星，已知第三大的海外天体。以其有两颗已知的卫星、环和异常短的自转周期（3.9小时）而闻名。它是妊神星碰撞家族中已知质量最大的天体[25][26]。 |
| 136472 鸟神星 | 一颗矮行星，经典柯伊伯带天体，以及已知的第四大海外天体[27] |
| 136199 阋神星 | 一颗矮行星，离散盘天体，也是目前已知质量最大的海外天体。它有一颗已知的卫星，阋卫一 |
| 2004 XR190 | 沿着高度倾斜但近乎圆形轨道的离散盘天体 |
| 225088 共工 | 带有卫星的第二大离散盘天体 |
| 小行星528219 "Drac" | 第一颗逆行TNO，其轨道倾角 i = 104° |
| (471325) 2011 KT19 "逆骨" | 具有异常高轨道倾角的TNO，轨道倾角110°[28] |
| 2012 VP113 | 一颗近日点距离太阳大约80AU的类赛德娜天体（近日点距离超过50AU的海外天体） |
| 486958 Arrokoth | 新视野号航天器于2019年飞掠过的经典柯伊伯带天体的联星 |
| 2018 VG18 "Farout" | 第一颗在距离太阳超过100 AU（15 × 109 km）时发现的海外天体 |
| 2018 AG37 "FarFarOut" | 可观测到距离太阳最远的海外天体132 AU（19.7 × 109 km） |
迄今为止，唯一一次主要针对海外天体的飞行任务是NASA的新视野号，它于2006年1月发射，并于2015年7月飞越冥王星系统[29]，和在2019年1月飞越486958 Arrokoth[30]。
在2011年，一项设计研究探索了对创神星、赛德娜、妊神星、鸟神星、和阋神星的航天器勘测[31]。
在2019年，设计了对TNOs的一次包括轨道捕获和多目标场景的任务[32][33]。
在设计研究论文中研究的一些TNO是2002 UX25、1998 WW31、和47171 伦波（恶神星）[33]。
人们经常假设存在海王星以外的行星，范围从小于地球质量（次地球）到褐矮星不等[34][35]，并以不同的理论为基础，来解释柯伊伯带和奥尔特云的一些观测或推测的特征。最近有人提议使用"新视野号"航天器的测距数据来规范这种假设天体的位置[36]。
NASA一直致力于成为21世纪卓越的星际先驱者而努力，一个有意到达星际介质的设计，还考虑了将飞越像赛德娜这样的天体，做为其中的一部分[37]。总体而言，已经提出了在20世纪20年代发射这种类型航天器的研究，并且将尝试使用现有技术能比旅行者更快一点[37]。2018年的一项星际前驱设计研究，包括在20世纪30年代访问小行星50000 创神星[38]。
在极端海外天体中，有三个高近日点天体被分类为赛德娜族：90377 赛德娜（Sedna）、2012 VP113和541132 Leleākūhonua。它们是近日点大于70 au，距离遥远的独立天体。它们的高近日点使它们能保持足够的距离，以避免来自海王星的重大引力摄动。先前对赛德娜高近日点的解释，包括在遥远轨道上与未知行星的近距离相遇，以及随机与恒星或太阳诞生星团的成员在太阳系附近的远距离相遇[39][40][41]。
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