柯伊伯带（Kuiper Belt）是海王星轨道外侧（约 处）环绕太阳的盘状区域，由大量冰质小天体组成。它是太阳系中除小行星带之外第二个密集的碎片盘，规模比小行星带大约 倍，总质量估计在 （地球质量的 ）之间。柯伊伯带是短周期彗星的主要来源之一，也是冥王星、阋神星等矮行星的家园。
1943 年，爱尔兰天文学家 Kenneth Edgeworth 首次提出海王星轨道外可能存在大量小天体。1951 年，荷兰裔美国天文学家 Gerard Kuiper 在其论文《On the Origin of the Solar System》中进一步发展了这一观点，认为太阳系形成后应残留大量冰质碎片在行星轨道之外。然而，Kuiper 实际上认为该区域已被清空，这导致后来的命名存在争议。
Edgeworth-Kuiper 理论的预言演变：
| 年份 | 人物 | 预言/发现 |
|---|---|---|
| 1943 | Kenneth Edgeworth | 提出海王星外物质盘假说 |
| 1951 | Gerard Kuiper | 独立提出类似观点，预测宽度约 |
| 1980 | Julio Fernandez | 计算表明该区域需存在约 质量物质才能解释短周期彗星来源 |
| 1988 | 数值模拟 | 轨道动力学模拟证实该区域可稳定存在小天体 |
1987 年，David Jewitt 和 Jane Luu 在麻省理工学院开始系统搜寻海王星外天体。经过五年坚持不懈的观测，1992 年 8 月 30 日，他们在夏威夷莫纳克亚天文台使用 2.2 米望远镜发现了第一个柯伊伯带天体——1992 QB1（临时编号），直径约 160 km。这一发现证明柯伊伯带确实存在，开启了太阳系天文学的新纪元。
截至 2024 年，已发现的柯伊伯带天体（KBO）超过 3500 颗，预计直径大于 100 km 的 KBO 总数在 数万 的量级。
柯伊伯带的形态并非均匀的圆环，而是呈现复杂的结构：
▲ 太阳方向（未按比例）
│
┌───────────┼───────────┐
│ 主要带 │ │
│ 30-50 AU │ │
│ ┌─────┐ │ │
◄────┼──┤ ●●● │───┼─── ●● ──┼──►
│ └─────┘ │ │
│ │散落盘 │
│ │50-100+ AU │
└───────────┼───────────┘
│
▼
外侧：分离盘天体（Detached Disk）
100+ AU，高近日点，不受海王星影响
结构分层：
| 区域 | 距离范围（AU） | 特征 |
|---|---|---|
| 经典柯伊伯带 | 低倾角（），近圆轨道 | |
| 共振区域 | 与海王星轨道共振 | |
| 散落盘 | 高离心率，近日点接近海王星 | |
| 分离盘 | 高近日点（），不受海王星强烈影响 |
与小行星带（厚度约 ）不同，柯伊伯带的垂直分布更为复杂：
| 组分 | 倾角范围 | 垂直厚度（AU） | 占比 |
|---|---|---|---|
| 冷内核（Cold Classical） | |||
| 热组分（Hot Component） | |||
| 散落盘（Scattered Disk） |
这种双峰倾角分布是研究太阳系早期演化的关键线索。
根据轨道特征，柯伊伯带天体可分为多个动力学类别：
轨道近似圆形，离心率 ，半长轴在 之间，不与海王星发生共振。它们进一步分为：
冷经典 vs 热经典对比：
| 特征 | Cold Classical | Hot Classical |
|---|---|---|
| 典型倾角 | ||
| 颜色 | 偏红（光谱斜率大） | 蓝-红混杂 |
| 平均大小 | 较小（） | 较大 |
| 双星比例 | 约 | 约 |
| 表面特征 | 有机物质丰富 | 冰暴露更多 |
与海王星形成轨道共振，最显著的是：
3:2 共振——冥族小天体（Plutinos）：
冥王星是这类天体的原型。轨道周期与海王星之比为 ，即海王星公转 2 圈的时间内，这类天体公转 3 圈。半长轴约 。
2:1 共振——Twotinos：
轨道周期比为 （海王星公转 1 圈，天体公转 2 圈），半长轴约 。
主要共振比的分布：
| 共振比（N:天体 = 海王星周期） | 名称 | 半长轴（AU） | 已知天体数 |
|---|---|---|---|
| 4:3 | — | 少部分 | |
| 3:2 | Plutinos | 约 200+ | |
| 5:3 | — | 少量 | |
| 2:1 | Twotinos | 约 50+ | |
| 7:4 | — | 少量 | |
| 5:2 | — | 少量 | |
| 3:1 | — | 极少数 |
轨道高度离心，半长轴 ，近日点接近海王星轨道（）。这些天体被认为是被海王星引力"弹射"到高离心率轨道上的。
散落盘的轨道参数特征：
| 参数 | 典型范围 | 示例天体 |
|---|---|---|
| 半长轴 | 阋神星 | |
| 离心率 | 建议授二号 | |
| 倾角 | 阋神星 | |
| 近日点 | 一般 |
与散落盘的区别在于近日点远高于海王星（），因此几乎不受海王星引力影响。其中最著名的是 塞德娜（Sedna），半长轴高达 ，近日点 。
分离盘天体可能揭示：
曾经的第九大行星，现为矮行星。柯伊伯带中最大的已知天体。
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 直径 | |
| 质量 | |
| 表面温度 | （） |
| 大气成分 | 氮气（），甲烷（），一氧化碳（） |
| 卫星数量 | 5（卡戎、斯提克斯、尼克斯、科波若斯、许德拉） |
| 轨道周期 | 年 |
| 轨道离心率 | （显著椭圆） |
冥王星的轨道离心率使其在近日点时比海王星更靠近太阳（ vs ），但因 3:2 共振永不碰撞。这种共振保护机制使轨道交叉的天体能够长期共存，是太阳系动力学中的一个经典案例。
已知最大的矮行星之一，质量略大于冥王星。
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 直径 | |
| 质量 | （比冥王星重 ） |
| 距太阳 | 约 |
| 卫星 | 阋卫一（Dysnomia，直径约 ） |
| 表面 | 高反照率（），覆盖甲烷冰 |
2005 年阋神星的发现引发了关于"什么是行星"的激烈讨论，直接导致了 2006 年 IAU 的行星定义和矮行星分类的建立。
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 直径 | |
| 卫星数量 | 1（S/2015 (136472) 1，2016 年发现） |
| 表面 | 覆盖甲烷和乙烷冰，反照率高 |
| 特征 | 已知最亮的柯伊伯带天体之一 |
以其极端性质和复杂家族著称：
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 直径（主轴） | 约 |
| 直径（短轴） | 约 |
| 自转周期 | 小时（太阳系最快的自转大型天体之一） |
| 卫星 | 2（希伊亚卡、纳马卡） |
| 已知家族成员 | 约 10 颗（具有相似轨道和表面特征的天体） |
妊神星的自转如此之快，以至于其形状被拉长为椭球体（），这是古代大型碰撞留下的痕迹。其碰撞家族是已知第一个在柯伊伯带中确认的碰撞家族。
第一个被发现的经典柯伊伯带天体，具有历史意义：
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 直径 | 约 |
| 半长轴 | |
| 轨道周期 | 约 年 |
| 颜色 | 红色（表面有机物质丰富） |
| 发现年份 | 1992年 |
| 天体 | 赤道直径（km） | 质量（） | 反照率 | 卫星数 | IAU 分类 |
|---|---|---|---|---|---|
| 冥王星 | 5 | 矮行星 | |||
| 阋神星 | 1 | 矮行星 | |||
| 妊神星 | 2 | 矮行星 | |||
| 鸟神星 | 1 | 矮行星 | |||
| 小冥王星 | 0 | 候选矮行星 | |||
| 创神星 | 1 | 候选矮行星 |
2006 年，国际天文学联合会（IAU）正式定义了 矮行星，需同时满足三个条件：
行星 vs 矮行星 vs 小天体：
| 类别 | 清空轨道 | 球形 | 绕太阳公转 | 代表天体 |
|---|---|---|---|---|
| 行星 | ✅ 是 | ✅ 是 | ✅ 是 | 地球、木星 |
| 矮行星 | ❌ 否 | ✅ 是 | ✅ 是 | 冥王星、谷神星 |
| 小天体 | ❌ 否 | ❌ 否 | ✅ 是 | 1992 QB1 |
已知的 5 颗矮行星中，4 颗位于柯伊伯带：
| 矮行星 | IAU确认年份 | 柯伊伯带 | 直径（km） |
|---|---|---|---|
| 谷神星 | 2006 | ❌（小行星带） | |
| 冥王星 | 2006 | ✅ | |
| 阋神星 | 2006 | ✅（散落盘） | |
| 鸟神星 | 2008 | ✅ | |
| 妊神星 | 2008 | ✅ |
此外，还有 数十颗候选矮行星，包括创神星（Quaoar）、塞德娜（Sedna）、小冥王星（Orcus）等，有待 IAU 正式确认。
柯伊伯带天体的表面物质主要通过光谱分析推测，主要可分为三类：
| 光谱类型 | 表面成分 | 颜色 | 典型天体 |
|---|---|---|---|
| 富冰型 | 水冰、甲烷冰、氮冰 | 蓝-灰 | 冥王星、阋神星 |
| 过渡型 | 冰与有机物的混合 | 中间色 | 创神星 |
| 富有机物型 | 托林（Tholin）、碳化合物 | 红色 | 1992 QB1、部分经典 KBO |
托林（Tholin）是在紫外线照射下由简单有机物（如甲烷、乙烷）聚合形成的复杂大分子，赋予这些天体特征性的红色外观。
柯伊伯带的颜色分布呈现清晰的二分性：
冷经典 KBO：████████████████████████ 几乎全是红色
热经典 KBO：████ 红 ████ 蓝灰 ████ 混合
散落盘： ████ 蓝灰为主 ████
分离盘： ████ 蓝灰 ████ 红色 ████ 混合
这种颜色-轨道关联暗示冷经典 KBO 形成于柯伊伯带的原位，而热经典 KBO 和散落盘天体可能形成于更靠近太阳的位置，后被散射至此。
柯伊伯带天体的直径分布服从幂律关系：
其中 表示直径大于 的天体数量。观测研究表明：
| 直径范围 | 幂指数 | 意义 |
|---|---|---|
| 与碰撞平衡的预期一致 | ||
| 由于碰撞破碎导致数量不足 | ||
| 临界点 | 碰撞强度过渡区 |
数值示例： 假设 ，若 的天体有 颗，则直径 的天体数量为：
即每 16 颗直径大于 100 km 的天体中，只有 1 颗直径大于 200 km。
柯伊伯带是太阳系原行星盘（Protoplanetary Disk）的残留物。在太阳系形成初期（约 46 亿年前），原行星盘中距离太阳 的区域拥有大量尘埃和冰质物质：
| 成分 | 质量占比 | 说明 |
|---|---|---|
| 水冰（） | 最丰富的挥发分 | |
| 一氧化碳冰（CO） | 高挥发性，低温才凝固 | |
| 二氧化碳冰（） | 中等挥发性 | |
| 甲烷（） | 有机分子基础 | |
| 氨（） | 氮的来源 | |
| 硅酸盐尘埃 | 来自更内太阳系的碰撞碎片 | |
| 有机物 | 复杂碳基分子 |
在原太阳星云中，尘埃颗粒通过以下过程逐步生长：
由于柯伊伯带的物质密度低（比原小行星带稀薄约 倍），该区域的吸积过程非常缓慢。模拟显示，柯伊伯带中的天体在约 亿年内仅生长到 大小，此后物质耗尽，生长基本停止。
约 亿年前，海王星向外的轨道迁移（尼斯模型，Nice model）强烈重塑了柯伊伯带的结构：
时间 柯伊伯带状态
│
│ 原始盘（$t=0$） ●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●●● 致密、扁平
│
│ 海王星迁移 ● ● ●● ● ● ● ●● ● ● ● ●● 扩散、激荡
│ （$t \sim 10^8\ \text{yr}$）
│
│ 当前状态 ●● ● ● ● ●● ● ● ● 稀疏但不均匀
▼
海王星迁移的三种效应：
| 效应 | 机制 | 结果 |
|---|---|---|
| 共振捕获 | 海王星向外移动时"扫过"共振带 | 形成 Plutinos、Twotinos 等共振群体 |
| 引力散射 | 近距离遭遇增大离心率 | 产生散落盘，将大量天体抛向奥尔特云 |
| 动力学冷却 | 海王星清除中等离心率的轨道 | 保留冷经典 KBO 的低倾角特征 |
据估算，原始柯伊伯带的质量约为当前的 倍（即 ），其中约 的天体在海王星迁移过程中被散射到奥尔特云或抛射出太阳系。
发射于 2006 年 1 月，是人类历史上第一个（也是目前唯一一个）探测柯伊伯带的探测器。
时间线：
| 日期 | 事件 |
|---|---|
| 2006-01-19 | 发射（Atlas V 551 火箭） |
| 2007-02-28 | 木星引力弹弓飞掠 |
| 2015-01-15 | 开始接近冥王星 |
| 2015-07-14 | 冥王星系统飞掠——历史性时刻 |
| 2016-07-01 | 获准延展任务，前往 Arrokoth |
| 2019-01-01 | Arrokoth 飞掠——最远天体飞掠（） |
| 2025-2030 | 继续在柯伊伯带中飞行，寻找新的飞掠目标 |
Arrokoth（2014 MU69，曾用昵称 Ultima Thule）是人类飞掠的最远天体，也是太阳系中最原始的天体之一。
Arrokoth 基本参数：
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 距太阳 | |
| 形状 | 接触双星（双叶形），长轴约 |
| 两部分 | "Ultima"（大叶，）和"Thule"（小叶，） |
| 自转周期 | 小时 |
| 反照率 | |
| 颜色 | 红色 |
| 表面温度 | （） |
科学意义：
| 望远镜 | 贡献 |
|---|---|
| 哈勃空间望远镜 | 发现冥王星小卫星、测量 KBO 大小分布、搜寻飞掠目标 |
| 斯皮策空间望远镜 | 红外测量 KBO 的反照率和直径 |
| 赫歇尔空间望远镜 | 远红外/亚毫米波测量 KBO 的热辐射 |
| 昴星团望远镜（Subaru） | 系统搜寻新 KBO，发现新视野号候选目标 |
| 詹姆斯韦布空间望远镜 | 高灵敏度光谱分析，研究 KBO 表面化学成分 |
| ALMA 射电阵列 | 亚毫米波观测 KBO 表面和大气 |
柯伊伯带与奥尔特云共同构成太阳系的"第三层"（第一层为岩石行星，第二层为气态巨行星）：
| 特征 | 柯伊伯带 | 奥尔特云 |
|---|---|---|
| 形状 | 盘状（扁平） | 球壳状（球形） |
| 距离范围 | ||
| 估计总质量 | ||
| 天体数量 | 数万颗（） | 数万亿颗彗星 |
| 物质来源 | 原行星盘残留 | 被行星散射的天体 |
| 直接观测 | ✅ 已观测到 | ❌ 从未直接观测 |
| 彗星类型 | 短周期彗星（哈雷型） | 长周期彗星 |
| 主要引力影响 | 海王星 | 银河系潮汐力、经过恒星 |
奥尔特云的形成机制： 模拟研究表明，约 颗彗星大小的天体在太阳系早期被木星和土星的引力弹射到遥远的轨道上。其中一些被银河潮汐力"捕获"在 的球壳中，形成今天的奥尔特云。
柯伊伯带是检验太阳系形成和演化理论的天然实验室。几个关键问题包括：
2016 年，加州理工学院的 Konstantin Batygin 和 Mike Brown 提出，柯伊伯带中若干分离盘天体（如塞德娜、2012 VP113）的异常轨道聚类可能指向一颗未被发现的行星。
支持证据与问题：
| 证据 | 强度 | 说明 |
|---|---|---|
| 塞德娜等天体轨道聚类 | ⭐⭐⭐⭐⭐ | 6 个天体的近日点方向聚类概率 |
| 数值模拟预测轨道 | ⭐⭐⭐⭐ | 第九行星参数：质量 ，半长轴 |
| 轨道倾角聚类 | ⭐⭐⭐ | 部分 KBO 的轨道面异常倾斜 |
| 未直接观测到 | ⭐ | 巡天范围不足，暗于 星 |
| 项目 | 计划 | 目标 |
|---|---|---|
| Vera Rubin 天文台（LSST） | 2025 年启用 | 发现超过 30000 颗新 KBO |
| 中国天眼（FAST） | 已有 | 射电观测 KBO 热辐射 |
| 下一代空间望远镜 | 2030 年代 | 更深入的红外光谱分析 |
| 新视野号延展任务 | 继续中 | 寻找下一个飞掠目标 |
LSST 的 10 年巡天将对柯伊伯带的完整度产生革命性影响，预计将使已知 KBO 数量从约 3500 增加到超过 40000 个。
| 误解 | 事实 |
|---|---|
| 柯伊伯带是小行星带的"放大版" | 物质组成完全不同：柯伊伯带主体为冰质，小行星带主体为岩石和金属 |
| 冥王星被"降级"是因为太小 | 实际上阋神星比冥王星重 ，降级是因为"未能清空轨道" |
| 柯伊伯带是太阳系的边界 | 柯伊伯带只是太阳系第三层的内缘，再往外是散落盘和奥尔特云 |
| 柯伊伯带很拥挤 | 平均距离极远——千公里级间距，即使有数万颗天体，探测器穿越时几乎不可能遇到任何一颗 |
| 柯伊伯带是 Gerard Kuiper 发现的 | Kuiper 只是预言了其存在，实际发现者是 Jewitt 和 Luu（1992 年） |