The Warped Plane of the Classical Kuiper Belt
通过对40亿年期间的巨行星和测试粒子的轨道进行数值积分，我们跟踪了柯伊伯带中平面位置的演变。经典柯伊伯带与一个以190万年为周期进动的翘曲的板块相一致。柯伊伯带平面现在的位置可以用线性长期摄动理论计算：该平面的局部法线由该理论的强迫倾角矢量给出，该矢量对每个半长轴都是特定的。柯伊伯带平面并不与不变平面重合，但在稳定区中会偏离它几度。例如，在38 AU的半长轴处，当地柯伊伯带平面的倾角为1.9度，升交点的经度为149.9度，参考J2000的平均黄道和春分点。在43天文单位的半长轴上，当地平面的倾角为1.9度，交点经度为78.3度。柯伊伯带平面只有在无限长的半长轴处才与倾角为1.6 °、节经为107.7 °的不变面合并。柯伊伯带天体相对于柯伊伯带平面的倾角几乎保持不变，即使后者偏离线性理论预测的轨道。相对倾角的恒定性反映了自由振动的无阻尼振幅。目前对经典柯伊伯带天体的观测结果与仅由巨行星扭曲的平面一致，但在确认超过3-sigma之前，样本量需要增加几倍。原则上，理论上预期的平面和观测平面之间的差异可以用来推断围绕太阳运行的尚未看到的质量，但执行这样的计划将是具有挑战性的。
2008-06-02 astro-ph
Satellites of the largest Kuiper belt objects
我们已经使用新投入使用的凯克天文台激光导星自适应光学系统搜索了柯伊伯带中四个最亮的天体，以寻找卫星的存在。土星围绕着四个天体中的三个：冥王星（其卫星卡戎是众所周知的），2003 EL61和2003 UB313。2005 FY9是柯伊伯带中仅次于冥王星的最明亮的天体，它没有一颗在0.4角秒内可探测到的卫星，其亮度超过主星的0.5%。在99.1%的置信水平下，4个最亮的柯伊伯带天体中有3个的卫星存在与柯伊伯带中卫星的比例不一致，这表明这些最大的KBO卫星的形成机制不同。2003年EL61和2003年UB313的卫星，其亮度分别为它们原色的5%和2%，相对于它们的原色比其他已知的柯伊伯带天体卫星明显更暗，再次指出它们的起源可能存在差异。
2005-10-03 astro-ph
Kuiper Binary Object Formation
据观察，柯伊伯带天体（KBO）的存在与理论预期相反。它们的创建给大多数当前模型带来了问题。然而，包含第三个天体（例如外行星之一）可能为这些天体的形成提供必要的条件。第三个大质量天体的存在不仅有助于清除原始柯伊伯带，而且还可能导致长期存在的柯伊伯带双星。柯伊伯带天体和第三体之间的引力相互作用会导致以下四种效应之一：散射到奥尔特云，与成长中的原行星碰撞，形成双星对，或产生单个柯伊伯带天体。此外，柯伊伯带天体的祖先的初始位置也对双星的形成有重要影响。
2005-07-06 astro-ph
On the Size-Dependence of the Inclination Distribution of the Main Kuiper Belt
我们提出了一个新的分析，目前可用的轨道要素为已知的柯伊伯带天体。在非共振的主柯伊伯带中，我们发现物体的绝对星等（H）与其倾角（i）之间存在统计上显着的关系。H<6.5的天体（即4%的椭圆度时半径>~170 km）比H>6.5的天体（半径>~ 170 km）具有更大的倾角。我们已经证明，这种关系不是由任何明显的观察偏差引起的。我们认为，主要的柯伊伯带由两个不同的分布的叠加。一个是动态热的，倾角大到35度，绝对星等亮到4.5;另一个是动态冷的，i<~5度，H>6.5。动态冷种群很可能是动态原始种群。我们推测这种关系的潜在原因。
2000-11-16 astro-ph
Evidence for a Collisional Mechanism Affecting Kuiper Belt Object Colors
太阳系的柯伊伯带（KB）区域，从30 AU延伸到至少50 AU，包含冥王星-冥卫一，大约105个直径大于100 km的柯伊伯带天体（KBO），以及KBO之间碰撞产生的无数较小的天体（Farinella，Davis和Stern 2000）。迄今为止发现的KBO最显著的物理属性是它们的反射颜色多样性，从灰色（即，中性）到非常红（Tegler & Romanishin 2000）。我们在这里报告的证据之间的统计相关性KBO的颜色和平均随机碰撞速度，这些对象的经验，贷款的证据，建议几年前的建模（Jewitt和Luu 1996），碰撞表面重塑和辐射变红之间的竞争可能有助于KBO的颜色多样性。
2002-06-08 astro-ph
Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune
我们探讨的起源和轨道演化的柯伊伯带的框架内的最近的模型的动力学演化的巨行星，有时被称为尼斯模型。这个模型的特点是一个短暂但剧烈的不稳定阶段，在此期间行星处于大偏心率轨道上。这个模型的一个特点是，原行星盘必须在大约30到35天文单位处被截断，这样海王星才能在目前观测到的位置停止迁移。因此，柯伊伯带最初可能是空的。本文提出了一种新的动力学机制，该机制可以在没有过度倾斜激发的情况下将天体从~35 AU的内部区域运送到柯伊伯带。假设与天王星的最后一次相遇将海王星送到了一个半长轴为~27 AU，偏心率为~0.3的低倾角轨道上，并且随后海王星的偏心率在~1 My中衰减，我们的模拟再现了柯伊伯带在前所未有的水平上的主要观测特性。
2007-12-04 astro-ph
Migration of matter from the Edgeworth-Kuiper and main asteroid belts to the Earth
相当一部分近地天体可能来自外海王星带。其中一些在木星轨道深处有远日点超过100万年。
2002-05-16 astro-ph
Triton's surface age and impactor population revisited in light of Kuiper Belt fluxes: Evidence for small Kuiper Belt objects and recent geological activity
海王星最大的卫星海卫一是太阳系中最迷人和神秘的天体之一。海卫一有许多有趣的特征，其中之一是它的陨石坑似乎比它的原始表面少得多。在这里，我们结合了最好的现有的陨石坑计数数据的海卫一的改进估计的影响率，包括柯伊伯带作为一个来源的冲击。我们发现，在海卫一上产生最小观测陨石坑的撞击物数量必须在千米以下，并且这个小撞击物数量可以通过接近-3的微分幂律尺寸指数来最好地拟合。这样的结果提供了有趣的，间接的探测看不见的柯伊伯带的小天体人口。基于现代柯伊伯带和奥尔特云撞击物通量的估计，我们还重新计算了旅行者2号拍摄的海卫一表面几个区域的估计年龄，并发现海卫一可能在不超过0.1-0.3 Gyr前的时间尺度上活跃（表明海卫一在太阳系年龄的90%至98%之后仍然活跃），甚至可能更近。海卫一上的时间平均体积表面重塑率暗示这些结果，0.01公里$^3$年$^{-1}$或以上，可能是仅次于木卫一和欧罗巴在太阳系外，是在一个数量级的估计金星和地球的板内区。这一发现表明，海卫一目前可能仍然是一个高度地质活跃的世界，在其形成后约4.5 Gyr。我们简要地推测一下这种情况可能会如何发生。
1999-10-24 astro-ph
Kuiper Belt evolution due to dynamical friction
在本文中，我们研究的作用，动力学摩擦的演化人口的大天体（$m>10^{22}$ g）在日心距离$>70$ AU在柯伊伯带。我们表明，这些对象已经平坦的分布必须进一步扁平化，由于在柯伊伯带的非球对称分布的物质。此外，由动力摩擦产生的动力阻力使质量为$\geq 10^{24} g$的物体失去角动量，并在时间尺度$\approx 10^9 yr$中落入更中心的区域。根据Stern & Colwell（1997 b）的建议，假设冥王星是在50天文单位以外产生的，这个机制能够将冥王星大小的物体向内输送。
1999-05-04 astro-ph
A Derivation of the Luminosity Function of the Kuiper Belt from a Broken Power-Law Size Distribution
我们推导出了一个柯伊伯带光度函数的模型，它是由一个破幂律的尺寸分布所表现出来的。这个模型允许直接比较观测到的光度函数的基本尺寸分布。讨论了径向分布模型在确定破裂直径中的重要性。我们通过模型与观测光度函数的最大似然拟合，确定了柯伊伯带尺寸分布的最佳拟合破裂直径为30<Db<90 km。我们还证实了在m（R）~ 21-28的范围内观测到的光度函数与破缺的幂律尺寸分布一致，并且在m（R）=26.0+0.7-1.8处表现出破缺。
2008-09-01 astro-ph
Collision rates in the present-day Kuiper Belt and Centaur Regions: Applications to surface activation and modification on Comets, Kuiper Belt Objects, Centaurs, and Pluto-Charon
我们扩展了以前的结果表明，表面的边缘柯伊伯带对象是不是原始的，并已中度到重度改造碰撞。小于约$r = 2.5$ km的物体在当今碰撞环境中的碰撞破裂寿命小于3.5 Gyr，其内部已因大型碰撞而严重受损。在30- 50天文单位区域，半径为1公里的彗星撞击半径为100公里的单个天体的时间尺度为$7\times10^7$- $4\times10^8$年，在较大天体的表面形成了直径为6公里、超过3.5 Gyr的$\sim$ 8- 54个坑。半径为4米的射弹撞击半径为1公里的彗星的碰撞时间尺度为3- 5 $ \times 10^7$年。半径大于4米的射弹在半径为1和100公里的物体表面上形成的坑的累积比例在3.5 Gyr以上从百分之几到百分之几十不等。还计算了EKO射弹撞击冥王星和冥卫一的通量，发现其值为以前估计的$\sim$ 3- 5倍。我们的影响模型也适用于半人马座物体在5- 30 AU区域。我们发现半人马座的碰撞/陨石坑的历史主要是在埃奇韦尔-柯伊伯带，而不是在行星穿越轨道上花费的时间。因此，像凯龙星这样的半人马座天体的主要表面活动几乎肯定不是撞击引起的。
1999-12-18 astro-ph
Orbit Fitting and Uncertainties for Kuiper Belt Objects
我们提出了一个程序的位置和轨道要素的确定，以及相关的不确定性，太阳系外行星。与传统方法相比，轨道拟合过程大大简化，因为加速度可以被视为对物体惯性运动的扰动。这些技术可立即应用于柯伊伯带天体，因为恢复观测是昂贵的。我们的方法产生的位置估计和不确定性椭圆，即使在面对短弧轨道拟合的大幅退化;唯一的先验假设是，轨道应该是有界的或接近。我们使用这些轨道拟合技术，以获得一个战略，确定柯伊伯带轨道与最小数量的观测。
2000-08-22 astro-ph
Accretion in the Early Kuiper Belt II. Fragmentation
我们描述了柯伊伯带中新的小行星吸积计算，包括碎片化和速度演化。所有模式都产生了两个幂律累积粒径分布，N_C propto r^{-q}，半径小于0.3-3 km时q = 2.5，半径大于1-3 km时q = 3。幂律指数几乎与环中的初始质量、星子群的初始偏心率和星子群的初始大小分布无关。随着初始偏心率的增加，两个幂律之间的过渡向更大的半径移动。物体的最大尺寸取决于它们的内在抗拉强度;冥王星的形成需要超过300尔格/gram的强度。我们的模型产生了冥王星大小的物体的形成时间尺度为30-40百万年的最小质量太阳星云。几个“冥王星”和半径超过10^5 50公里的柯伊伯带天体的产生，使大部分初始质量留在半径为0.1-10公里的天体中，这些天体可能在太阳系的年龄中因碰撞而耗尽。这些结果解决了在小质量柯伊伯带中存在大柯伊伯带天体的难题。
1999-04-09 astro-ph
A Wide-Field CCD Survey for Centaurs and Kuiper Belt Objects
一架经过改装的贝克-纳恩照相机被用来对黄道附近1428平方度的天空进行广域观测，以寻找明亮的柯伊伯带天体和半人马座。这一区域比以前发表的任何半人马座和柯伊伯带天体的CCD调查都要大一个数量级。没有发现新的天体亮度超过红等m = 18.8，并且以1 "/hr到20 "/hr的速度移动，尽管之前发现的半人马座1997 CU 26 Chariklo是偶然发现的。使用视觉和自动化技术对调查参数进行了表征。通过这次调查，我们发现半人马座天体的经验投影面密度为SigmaCentaur（m <18.8）= 7.8（+16.0-6.6 x10 ^-4/平方度，我们发现柯伊伯带天体投影面密度的3 σ置信上限为SigmaKBO（m <18.8）<4.1x10 ^-3/平方度。我们讨论了半人马座和柯伊伯带天体累积光度函数的当前状态。通过蒙特卡罗模拟，我们表明，半人马座的大小分布是符合一个q = 4的微分幂律，类似的父柯伊伯带对象的大小分布。假设几何半径为0.04，半人马座的数量级为10^7（半径> 1 km）。大约有100个半人马半径大于50公里，其中只有4个目前已知。半人马座目前的总质量是10 ^-4个地球质量。没有探测到柯伊伯带天体碰撞产生的尘埃云，因此3sigma的上限为每年小于600个m <18.8的碰撞产生的尘埃云。
2000-08-29 astro-ph
The Kuiper Belt and Other Debris Disks
我们讨论了太阳系的现有知识，重点是外部区域的天体，它们提供的关于太阳系形成的信息，以及我们的系统和其他恒星的碎片盘之间可能存在的关系。在类地行星和巨行星的领域之外，柯伊伯带和奥尔特云中的彗星保存了我们一些最原始的物质。特别是柯伊伯带，它是一个碰撞尘埃源，也是一座科学桥梁，通往在许多附近的主序星周围观察到的尘埃“碎片盘”。对太阳系的研究提供了一个我们无法在遥远的圆盘中辨别的细节水平，而对圆盘的观测可能有助于将太阳系置于适当的背景中。
2008-08-24 astro-ph
Pioneer Anomaly and the Kuiper Belt mass distribution
先驱者10号和11号是第一个被送往研究太阳系外行星的探测器，先驱者10号是第一个离开太阳系的航天器。除了他们已经史诗般的旅程，先锋10号和11号航天器还受到了一种无法解释的影响，这种影响被解释为朝向太阳的恒定加速度，即所谓的先锋异常。为解释先锋异常而提出的一种可能性是柯伊伯带的重力加速度。在这项工作中，我们研究了柯伊伯带质量分布的各种模型的假设。我们发现，由于柯伊伯带的引力效应不能解释先锋异常。此外，我们还研究了拖曳力可以解释先锋异常的假设，但我们得出的结论是，产生先锋异常所需的密度比行星际和星际尘埃大许多数量级。我们的结论表明，只有通过一次任务，先锋异常才能得到证实和进一步调查。如果一个具有这些目标的任务被送上太空，事实证明，根据我们的结果，它也将是一个非常有趣的研究柯伊伯带质量分布的探测器。
2006-06-18 astro-ph
Analytic Gravitational-Force Calculations for Models of the Kuiper Belt, with Application to the Pioneer Anomaly
我们使用分析技术来研究不同的柯伊伯带质量分布所产生的引力。特别是，我们研究的3维环（和楔）的密度变化的距离的倒数，作为一个常数，作为距离的平方反比，以及根据博斯-皮尔模型的变化。这些分析计算产生了对问题物理性质的物理洞察力。他们还证实，这种类型的物理可行的模型既不能产生先锋异常的大小，也不能产生恒定性。
2005-10-24 astro-ph
A Correlation Between Inclination and Color in the Classical Kuiper Belt
我们已经测量了24个经典和散射柯伊伯带天体（KBO）的宽带光学BVR测光，大约是这些天体的颜色样本的两倍。我们发现一个统计上显着的相关性对象的颜色和倾斜度在经典柯伊伯带使用我们的数据。颜色和倾斜度的相关性增加的意义后，包括额外的数据点挑选从所有已发表的作品。显然，这种颜色和倾角的相关性没有得到更广泛的报道，因为冥王星没有显示出这种相关性，因此在以前的样品中是一个主要的污染物。颜色和倾斜度相关性排除了颜色多样性的简单来源，例如着色剂的存在而不考虑动力学效应。不幸的是，我们目前对柯伊伯带的了解使我们无法理解颜色和倾斜趋势是否是由于环境因素，如碰撞表面重塑或原始人口效应。近日点和颜色的相关性也很明显，虽然这似乎是一个虚假的相关性引起的采样偏差，作为近日点和倾角是相关的，在所观察到的样本KBO。
2002-01-04 astro-ph
Population of the Scattered Kuiper Belt
我们提出了三个新的发现分散柯伊伯带天体（SKBO）从广场调查的黄道。这项持续的调查迄今已覆盖20.2平方度，达到23.6的极限红等。我们将这项新调查的数据与夏威夷大学2.2米望远镜进行的现有调查相结合，以限制SKBO的数量和质量。SKBO的特点是离心率大，近日点接近35 AU，半长轴> 50 AU。使用最大似然模型，我们估计直径大于100 km的SKBO的总数为N = 3.1（+1.9/-1.3）x 10^4（1 sigma），SKBO的总质量约为0.05地球质量，这表明SKBO在数量和质量上与50 AU内的柯伊伯带相似。
1999-12-20 astro-ph
Kuiper Belt searches from the Palomar 5-m telescope
为了了解柯伊伯带的尺度分布，1994-1996年在帕洛玛山5米望远镜上进行了一项观测计划。这些观测包括对已知物体的后续观测（以改进其非常不确定的轨道），以及在一个场地上进行深度曝光，以搜寻低于其他观测极限星等的小物体。在后续方案的过程中，成功地回收了18个物体。深场的数据简化包括对以不同角速率移动的许多场进行软件重组，以探测不同日心距离的物体。我们设定了一个上限，即黄道上每0.05平方度小于1个天体亮于R ~ 25等。在这项工作中缺乏检测到的物体有助于限制柯伊伯带彗星的数量密度。
1996-10-20 astro-ph
Distribution of dust from Kuiper belt objects
利用一种有效的计算方法，我们重建了太阳系中由柯伊伯带天体产生的0.5到100 AU之间的尘埃云的结构。我们的模拟提供了一个3-D物理模型的“古柏”尘埃云的基础上分布的280尘埃粒子轨迹产生的100个已知的柯伊伯带对象;由此产生的3-D网格由$1.9\times 10^6$细胞包含$1.2\times 10^{11}$粒子的位置。考虑了影响尘埃粒子动力学的以下过程：1）八大行星上的引力散射（忽略冥王星）; 2）行星共振; 3）辐射压力; 4）坡印廷-罗伯逊（P-R）和太阳风拖曳。结果表明，在火星和木星之间，库柏尘埃的分布是非常不均匀的：在火星和木星之间存在一个极小值，之后随着日心距的增加，库柏尘埃的柱密度和数密度都急剧增加，在10 ~ 50 AU之间形成一个平台。在25到45天文单位之间，有一个相当可观的浓度的Kuiperoid尘埃的形式，主要是共振粒子与海王星有关的广泛带。事实上，每颗巨行星都有自己的环日尘埃带，由共振粒子和引力散射粒子组成。与我们的相关论文（Ozernoy，Gorkavyi和Taidakova 2000 a，b）中模拟的彗星带一样，我们揭示了尘埃带的复杂共振结构，其中包含丰富的共振峰和隙族。一个重要的结果是，在10到50 AU之间，尘埃柱和尘埃数密度都或多或少是平坦的，这可能解释了先锋10号和11号以及旅行者号获得的令人惊讶的数据，即尘埃数密度在这个区域保持近似与…
2000-06-29 astro-ph
Extreme Kuiper Belt Object 2001 QG298 and the Fraction of Contact Binaries
对柯伊伯带天体2001 QG 298的时间分辨观测表明，该天体的光变曲线的峰-峰变化为1.14 ± 0.04等，单峰周期为6.8872 ± 0.0002小时，平均绝对星等为6.85等，对应的平均有效半径为122（77）km（当λ = 0.04时）（0.10）假设。这是第一个已知的柯伊伯带天体，也是第三颗半径大于25公里的小行星，其光变曲线范围超过1等。我们发现这些颜色是柯伊伯带天体的典型颜色（B-V = 1.00 +- 0.04，V-R = 0.60 +- 0.02），在最小和最大光之间没有颜色变化。大的光变化，相对较长的双峰期和没有旋转的颜色变化的解释，反对由于旋转标记或伸长，由于高角动量。相反，我们认为2001 QG 298可能是一个非常接近或接触的二进制类似的结构已经独立提出的特洛伊小行星624赫克托尔。如果是这样的话，它的自转周期将是光变曲线周期的两倍，即13.7744 +- 0.0004小时。通过校正投影的影响，我们估计柯伊伯带中类似天体的比例至少为10%至20%，真实比例可能要高得多。在柯伊伯带双星演化的某些情况下，预计会有大量的近距离和接触双星。
2004-02-12 astro-ph
The formation of the solar system by gravitational instability: Prediction of a new planet or another Kuiper-type belt
考虑早期气尘太阳星云：用气体动力学理论研究其原行星盘中的引力Jeans型不稳定性。太阳系起源的影响进行了讨论。它表明，一个集体的过程，形成的基础上的引力不稳定性假设，解决了令人惊讶的简单性的两个主要问题的动力学特性的系统，这是与其观测到的间距和轨道动量分布。分析发现，这意味着存在一个新的行星（或另一个柯伊伯带），平均距离太阳87 AU。
2004-03-16 astro-ph
On the detectability of lightcurves of Kuiper Belt objects
本文对柯伊伯带天体光变曲线的可探测性进行了统计研究。一些柯伊伯带天体显示的光变曲线看起来是“平坦的”，即，在光度不确定度内没有显著的亮度变化。假设KBO光变曲线主要是由形状决定的，那么没有亮度变化可能是由于（1）物体的形状非常接近球形，或者（2）它们的旋转轴与视线重合。我们调查这两种效果的相对重要性，并将其与所观察到的分数的“平坦”的光变曲线。这项研究表明，具有可检测到的亮度变化的KBO的分数可能提供有关这些对象的形状分布的线索。虽然目前的数据库的旋转属性的KBO仍然不足以得出任何统计上有意义的结论，我们希望，一个更大的数据集，这种方法将提供一个有用的测试候选KBO形状分布。
2004-01-15 astro-ph
The Size Distribution of Kuiper Belt Objects
我们描述了分析和数值碰撞演化计算的大小分布的冰体在柯伊伯带。对于较大的体积性质、初始质量和轨道参数，我们的结果得到了幂律累积尺寸分布N_C propto r^{-q}，对于半径为10-100 km的大天体，q_L = 3.5;对于半径小于0.1-1 km的小天体，q_s = 2.5-3。两个幂律之间的转变发生在1-30 km的突变半径处。破裂半径对柯伊伯带中的初始质量和海王星的搅拌量比单个柯伊伯带天体（KBO）的整体性质更敏感。与观测结果的比较表明，大多数模式可以解释观测到的KBO的天空表面密度为红色的星等，R = 22-27。对于R < 22 and R >28，模型表面密度对海王星的搅拌量很敏感，这表明外太阳系中冰冷行星的大小分布对海王星的形成提供了独立的约束。
2004-06-24 astro-ph
The Phase Space Structure Near Neptune Resonances in the Kuiper Belt
海王星以外的太阳系被认为是行星形成过程中遗留下来的小型原始天体的聚集地。直到日心距离$\sim 50 AU$的区域（a.k.a.柯伊伯带）可能是观测到的短周期彗星的来源。在这一区域，与海王星轨道共振附近的相空间结构对于轨道的长期稳定性具有特殊意义。有理由相信，柯伊伯带天体的很大一部分（也许是大多数）优先位于这些共振位置。本文描述了与海王星的主要轨道共振附近的小天体的动力学。从圆形平面限制性三体模型中得到了稳定共振区宽度的估计以及共振轨道的性质。虽然这个模型并不包含柯伊伯带天体在所有行星的N体摄动下的长期轨道动力学的全部复杂性，但它确实为跨海王星太阳系中共振轨道的相空间结构和性质提供了一个基线。
1995-09-27 astro-ph
Analysis of the rotational properties of Kuiper belt objects
我们使用10个柯伊伯带天体（KBO）的光学数据来研究它们的旋转特性。在这10个中，有3个（30%）显示出振幅delta_m >= 0.15 mag的光变化，10个中有1个（10%）的delta_m >= 0.40 mag，这与以前的调查很好地吻合。这些数据，结合现有的数据库，用于讨论柯伊伯带天体的旋转周期，形状和密度。我们发现，在采样的大小范围内，柯伊伯带的对象有一个较高的比例低振幅的光变曲线和旋转速度慢于主带小行星。数据还表明，KBO的旋转特性和形状取决于大小。如果我们将KBO转动性质的数据库分成直径大于和小于400 km的两个尺寸范围，我们发现：（1）两组的平均光变曲线幅度不同，置信度为98.5%，（2）相应的幂律形状分布似乎不同，尽管现有数据过于稀疏，无法使这种差异显著，（3）在自旋周期-光变曲线幅值图上，两组分子占据不同的区域。这些差异被解释在KBO碰撞演化的背景下。
2006-01-12 astro-ph
Pioneer anomaly? Gravitational pull due to the Kuiper belt
在这项工作中，我们研究了从天王星轨道延伸到柯伊伯带及更远的物质对在这些区域内移动的物体的引力影响。我们的结论是，由$ρ(r)=\frac{1}{r}$（对于$r\geq 20 UA$）给出的密度分布在这些物体上产生朝向太阳的恒定加速度，这与适当的质量有关，解释了先驱者航天器上检测到的蓝移。我们还讨论了这种引力对海王星的影响，并评论这种物质分布的可能起源。
2006-01-09 astro-ph
Water Ice in 2060 Chiron and its Implications for Centaurs and Kuiper Belt Objects
我们报告了在半人马座2060凯龙探测水冰，基于近红外光谱（1.0 - 2.5微米）与3.8米英国红外望远镜（UKIRT）和10米凯克望远镜。这些冰的出现与凯龙星彗星活动最近的下降有关：彗发横截面的减少使以前隐藏的固态表面特征得以显现。我们预测，水冰是无处不在的半人马座和柯伊伯带的对象，但其表面覆盖不同的对象，从而决定其可探测性和彗星活动的发生。
2000-02-04 astro-ph
The Size Distribution of Kuiper belt objects for D> 10 km
我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-cam对覆盖天空1/3平方度的柯伊伯带进行了调查，极限星等为m（R）~ 26.8（50%阈值），并发现了36个新的KBO。我们已经证实了柯伊伯带的光度函数必须像以前观察到的那样破裂（Bernstein et al. 2004; Fuentes & Holman 2008）。从光度函数中，我们推断出了基本的大小分布，并发现它与一个大天体的幂律斜率q1~4.8相一致，在天体直径Db~60 km处，假设6%的负折射率，斜率q2~1.9。我们没有发现确凿的证据表明，KBO的大小分布与倾角i <5 is different than that of those with i>5。我们讨论了这种测量的早期吸积在太阳系外和海王星迁移的情况下的影响。
2008-10-13 astro-ph
Coupling dynamical and collisional evolution of small bodies II : Forming the Kuiper Belt, the Scattered Disk and the Oort Cloud
奥尔特云、柯伊伯带和离散盘是在太阳系外围区域演化的动态不同的小天体群。虽然它们的碰撞活动现在很安静，但与巨行星的引力相互作用可能在它们形成期间动态地和碰撞地塑造了这些种群。本文采用Charnoz & Morbidelli 2003的混合方法，试图以自洽的方式耦合这三个种群的原始碰撞演化和动力学演化。一个关键参数是原始尺寸分布。我们表明，初始的星子的大小分布，允许碰撞研磨柯伊伯带的有效质量耗尽，也会大量减少人口的彗星大小的机构，在奥尔特云结束，特别是在分散的磁盘。因此，相对于观测长周期彗星和木星族彗星的通量所获得的估计值，散射盘和奥尔特云将分别缺乏20到100倍。这两个水库有足够数量的彗星，在微行星盘的初始尺寸分布必须是这样的质量消耗碰撞侵蚀的柯伊伯带可以忽略不计。因此，柯伊伯带目前的质量赤字，需要用动力学机制来解释。
2006-09-29 astro-ph
The Kuiper Belt Luminosity Function from m(R)=21 to 26
我们对柯伊伯带进行了黄道成像测量，我们最深和最宽的领域达到了m（g '）= 26.4的极限通量，天空覆盖范围为3.0平方度。这是在此深度进行的任何其他柯伊伯带调查的最大覆盖范围。我们探测到72个物体，其中两个已经被观察到。我们改进了Gladman等人（1998）提出的贝叶斯极大似然拟合技术，以考虑校准和天空密度变化，并使用它来确定柯伊伯带的光度函数。结合我们的探测与以前的调查，我们发现光度函数很好地代表了一个单一的幂律，斜率α = 0.65 +/- 0.05和黄道天空密度为每平方度1个物体比m（R）=23.42 +/- 0.13亮。假设碰撞角为常数，该斜率表明差异粒度分布斜率为4.25 +/- 0.25，如果带处于碰撞平衡状态，则比预期的Dohnanyi斜率3.5更陡。我们没有发现在光度函数中存在翻转或拐点的证据，并且拒绝了m（R）~ 24.6的这种模型。
2008-02-17 astro-ph
Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects
我们提出了新的测量柯伊伯带天体的光学颜色，主要是从凯克10米望远镜。测量结果证实了B-V、V-R和R-I颜色指数的广泛分布（Luu和Jewitt 1996）。相对于太阳，柯伊伯带天体的反射颜色从接近中性到非常红。光学和光学-红外（V-J）颜色指数是相互关联的，示出了从0.45微米至1.2微米的单一变红剂的存在。另一方面，我们没有发现任何证据的颜色和绝对星等（大小的代理），瞬时日心距离，半长轴，或与任何其他轨道属性之间的线性相关性。在这方面，柯伊伯带天体不同于存在强烈径向颜色梯度的主带小行星。我们没有发现统计学上显著的证据双峰或其他非均匀的颜色分布，无论是在我们的数据，或在以前报告的数据显示这样的证据。根据新的颜色数据重新检查的影响重修假设，并拒绝作为观察到的色散的主要原因。我们还提出了新的近红外反射光谱的1993 SC，1996 TS_66，1999 DE_9和2000 EB_173，采取在凯克和斯巴鲁望远镜。这些光谱，结合其他已发表的文献，提供了独立的证据组成的多样性在柯伊伯带。天体2000 EB_173、1993 SC和1996 TS_66在光谱上是平淡的，而1999 DE_9显示出固态吸收带。
2001-07-16 astro-ph
Detection of Small Kuiper Belt Objects by Stellar Occultations
目前对柯伊伯带的了解仅限于那些可以直接探测到的天体。直径小于$\sim$ 10 km的天体反射的光线太少，无法探测到。这些较小的天体可能包含了柯伊伯带的大部分质量，而这些天体的丰度可能限制了质量的分布。柯伊伯带内天体的总体大小分布也可以从千米以下和更大天体的相对丰度推断出来。恒星掩星已经被用来研究太阳系中的暗天体，如小行星或行星环。当KBO的大小与菲涅耳尺度相当或大于菲涅耳尺度时，其掩星将导致菲涅耳衍射。衍射效应的探测需要快速的多星测光，这将在2007年7月使用安装在夏威夷大学莫纳克亚山2.2米望远镜上的正交平行转移成像相机进行。本文详细介绍了如何通过探测偶然的恒星掩星来获得外太阳系的质量和结构的知识。
2007-12-10 astro-ph
A Study of the Dynamics of Dust from the Kuiper Belt: Spatial Distribution and Spectral Energy Distribution
柯伊伯带（KB）产生的尘埃遍布整个太阳系，形成尘埃盘。我们数值模拟KB尘埃的轨道演化，并估计其平衡的空间分布和亮度和光谱能量分布（SED），假设灰体吸收和发射的尘埃颗粒。我们表明，行星修改KB磁盘SED，所以潜在的，我们可以推断存在的行星在空间上无法分辨的碎片磁盘通过研究其SED的形状。我们指出，有内在的不确定性，在尘埃盘的结构预测，由于尘埃轨道演化的混沌动力学的行星的共振引力摄动。
2002-07-17 astro-ph
The Size Distribution of the Kuiper Belt Objects
它的大小分布是直接从目前已知的柯伊伯带天体（KBO）中确定的。我们发现在直径230 km左右有一个峰值。对于大于230 km的天体，KBO以$N(s) \propto s^{-4}$的形式存在，正如我们在Jewitt等人（1998年）中看到的那样。对于小于230 km的天体，我们发现了$N(s) \propto s^{3}$。这是一个新的结果，与KBO尺度分布的传统概念有很大的不同。虽然在更多的KBO被发现后，真实的大小分布可能会改变，但我们认为，在150公里至250公里附近可能存在一个峰值。
2000-08-11 astro-ph
The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using HST
我们报告的统计检测（在>99%的置信水平）人口的28等物体表现出适当的运动~1角秒每小时在正交深HST/WFPC 2图像。漂移的方向意味着绝大多数的天体都集中在黄道面附近的椭圆轨道上。我们将其解释为探测到位于海王星轨道附近或之外的柯伊伯带中的物体，其大小与彗星1 P/哈雷相当（半径约为10公里，半径为4%）。我们的观测结果表明，在<28.6. This must be viewed as a lower limit until our search of parameter space is complete. Our observations imply that there are >柯伊伯带中，倾角小于12度，距离太阳约40天文单位的范围内，存在着约2.5x10^4个度^-2的天体，其中V为2x10^8个。
1995-09-19 astro-ph
The Kuiper Belt and Olbers Paradox
我们调查的约束，奥伯斯Parket，适用于黄道背景，从空间测量，设置外太阳系物体。如果扩展到非常微弱的极限，R = 40- 50等，柯伊伯带天体（KBO）在R小于26等的陡峭光学光度函数（LF）意味着无限明亮的夜空。半径为1 mm至1 km的小型KBO必须具有与r^{-a}成比例的尺寸分布n（r），其中a = 3.5或更小，以满足光学和远红外波长的天空表面亮度的已知限制。对KBO表面亮度测量的改进限制可以直接估计外太阳系中小KBO的温度，温度和尺寸分布。
2000-10-05 astro-ph
Detectability of Occultation of Stars by Objects in the Kuiper Belt and Oort Cloud
外太阳系天体对恒星掩星的偶然探测是确定柯伊伯带天体尺寸分布的小端（$r \lesssim 15$ km）的一种强有力的方法，并有可能允许对远至奥尔特云的天体进行探索。详细了解衍射和观测参数如何影响掩星事件的探测，有助于掩星调查的设计和实施。在这项研究中，恒星掩星模拟，占衍射效应，有限的源大小，有限的带宽，恒星光谱，采样，和信号噪声。最后，探测小的外太阳系天体从柯伊伯带一直到奥尔特云的可能性进行了探索三个测光系统：一个拟议的空间望远镜，惠普尔（卡普兰等2003），台湾-美国掩星调查（Lehner等2006），和多镜望远镜（Bianco 2007）。
2007-07-24 astro-ph
The impact of a close stellar encounter on the Edgeworth-Kuiper Belt
我们数值研究的可能性，一个密切的恒星相遇可以解释柯伊伯带的高倾角，最初提出的艾达，Larwood和Burkert，但我们认为遇到近心在那些探索以前的作品。一颗质量为0.2 Msol的恒星进入太阳系时，以近抛物线、低倾角、逆行的轨道运行，近日点为50 AU，可以将柯伊伯带的约30%分散到中等倾角（i>10度）和偏心率的轨道上，而柯伊伯带的其余部分则处于低偏心率和倾角。这种情况提供了一个可能的解释柯伊伯带的二分法，占分散和经典的人口，包括高偏心率和倾斜的对象。没有与海王星共振的高偏心率天体更有可能在随后的长时间尺度演化中从系统中移除。因此，这种情况表明，一些冥王星可能原本是圆形轨道上的物体，由于恒星相遇而分散到共振的高偏心率和高倾角轨道上。通过这次相遇，物体可能被放置在与海王星稳定共振的区域中。然而，长寿命的动态稳定性区域应该不同于共振捕获所选择的区域。这种情况预测了与海王星共振的物体的存在，这些物体不太可能通过海王星的迁移被捕获。
2004-01-19 astro-ph
Other Kuiper Belts
当一颗主序星演化成红巨星，其柯伊伯带天体（KBO's）的温度达到约170 K时，这些彗星状天体快速冰升华过程中释放的尘埃可能会导致25微米的可检测红外线过剩，这取决于KBO的质量。对66颗距离太阳150秒差距以内的200 L（太阳）< L < 300 L（太阳）的第一颗上升的红巨星的红外天文卫星数据的分析，提供了KBO在45 AU轨道半径的质量上限，通常小于0.1 M（地球）。随着红外数据的改进，我们可能会发现KBO的系统围绕着第一个上升的红巨星，类似于我们太阳系的KBO。
2003-11-28 astro-ph
Long-Term Dynamics and the Orbital Inclinations of the Classical Kuiper Belt Objects
我们数值积分了经典柯伊伯带区域（41 AU < a < 47 AU）内1458个粒子的轨道，以探讨动力学不稳定性在塑造经典柯伊伯带天体（KBO）倾角分布中的作用。我们发现，通过重叠的长期共振（nu_17和nu_18）选择性地去除低倾角物体，提高了与木星，土星，天王星和海王星相互作用超过40亿年的幸存粒子种群的平均倾角，尽管这些长期的动力学效应本身似乎并不能解释倾角接近30度的KBO的发现。我们的积分还意味着，在与大质量行星相互作用30亿年后，高倾角KBO更有效地为遇到海王星的天体提供能量，这些天体可能是短周期彗星、半人马座和分散的KBO的祖先。低倾角的长期共振可能会间接地导致这种效应，因为在最初的30亿年里，这些共振会清除不受平均运动共振保护的物体。
2002-06-15 astro-ph
The Drag Induced Resonant Capture for Kuiper Belt Objects
为什么有三分之一的柯伊伯带天体（KBO）被困在3：2共振中，而只有几个KBO被认为与2：1共振有关，这一直是一个有趣的问题。在Zhou等人（2002）提出的模型中，海王星的随机向外迁移可以减少2：1共振中的粒子数量，从而使3：2共振中的物体变得更加清晰。作为补充，我们研究了原恒星盘对共振俘获的影响。我们的结果表明，原恒星盘的气体阻力可以捕获KBO的3：2共振相当容易。此外，在我们的模拟中，没有物体被捕获到2：1共振中。
2004-10-27 astro-ph
Chaotic Diffusion of Resonant Kuiper Belt Objects
我们进行了广泛的数值轨道积分，以探讨长期的混沌动力学的两个最强的平均运动共振的海王星在柯伊伯带，3：2（Plutinos）和2：1（Twotinos）。我们的主要结果包括计算的相对体积的相空间的特点是大，小共振振动振幅，和平均混沌扩散率测量的共振稳定性的地图。我们发现，海王星的2：1共振具有较弱的整体长期稳定性比3：2 -只有~15%的Twotinos预计将生存4 Gyr，相比之下，~27%的Plutinos，根据我们的1-Gyr积分外推。我们发现冥王星只有适度的影响，导致存活到4 Gyr的冥王星人口减少约4%。鉴于目前的观测估计，并假设粒子的初始分布与共振中的局部相空间体积成正比，我们得出结论，原始的人口的Plutinos和Twotinos以前的经典和共振柯伊伯带的人口的一半以上。我们还得出结论，Twotinos最初几乎与Plutinos一样多;这与早期模型的预测相一致，平滑的巨行星迁移和柯伊伯带的共振扫描，并为更详细的模型提供了有用的约束。
2009-07-06 astro-ph
Large Bodies in the Kuiper Belt
我们提出了一个调查明亮的柯伊伯带天体（KBO）和半人马座，在基特峰国家天文台（KPNO）0.9米望远镜与KPNO 8 k马赛克CCD进行。该调查拍摄了164平方度的照片，接近21.1的极限红色星等。发现了三个明亮的KBO和一个半人马座，最明亮的KBO有红色的19.7等，直径约700公里，假设有一个黑暗的半人马座4%的恒星。我们估计经典KBO的幂律微分尺寸分布具有指数q = 4.2（+0.4）（-0.3），直径大于100 km的经典KBO的总数等于4.7（+1.6）（-1.0）x 10^4。此外，我们还发现，如果柯伊伯带中存在最大天体尺寸，那么它的直径必须大于1000 km。通过将我们的模型扩展到更大尺寸的天体，我们估计还有30（+16）（-12）个卡戎大小和3.2（+2.8）（-1.7）个冥王星大小的经典KBO尚未发现。
2001-08-27 astro-ph
Neptune's Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations
Nbody模拟被用来研究海王星的向外迁移到柯伊伯带的后果，与模拟的端态进行了严格的比较，并定量的观察。这些模拟证实了Chiang等人（2003年）的发现，他们表明海王星迁移到先前被搅动的柯伊伯带可以解释柯伊伯带天体（KBO）在海王星的5：2共振下的振动。我们还发现，捕获是可能的，在许多其他弱，高阶平均运动共振，如11：6，13：7，13：6，9：4，7：3，12：5，8：3，3：1，7：2，和4：1。这些共振中距离较远的，如9：4、7：3、5：2和3：1，也可以在50 AU以上的稳定偏心轨道上捕获粒子，在相空间的区域中，通常被称为散射盘。事实上，在所谓的散射盘区域中，90%的模拟粒子在太阳系的年龄中从未与海王星近距离接触，而是在迁移时期被海王星的共振推动进入这些偏心轨道。这表明观察到的散射盘可能不是如此分散。这个模型也只产生了少量的半人马，所有这些都起源于海王星在柯伊伯带的平均运动共振。我们还报告了对该带各种亚群的丰度和质量的估计（例如，共振KBO、主带和所谓的分散盘），也提供了半人马座和海王星特洛伊座丰度的上限，以及可能居住在a>50 AU区域的假设KBO的大小和丰度的上限。
2005-07-13 astro-ph
Kuiper-belt Binary Formation through Exchange Reactions
最近的观测（Burnes et al 2002，Veillet et al 2002，Margot et al 2002 a）揭示了在柯伊伯带中的海王星外天体（TNO）中有一个出乎意料的高双星比例。TNO双星在四个方面与小行星双星有着显著的不同（Veillet et et al 2002）：它们的频率要大一个数量级，它们的组成部分的质量比更接近于1，它们的轨道更宽，并且高度偏心。对于它们的形成有两种解释，一种是假设有大量的大质量天体（Weidenschilling 2002），另一种是假设有大量的轻天体（Goldreich et al 2002）。我们认为，这两个假设是没有根据的，我们展示了如何TNO双星可以从一个中等质量的机构的引力不稳定性理论所预测的星子的形成（Goldreich和沃德1973年）的适度数量的类型。我们从类似于小行星双星的TNO双星群体开始，但随后通过三体交换反应进行修改，这一过程在柯伊伯带中效率更高，因为太阳的潮汐扰动要小得多。我们的机制可以自然地占所有四个特征，区分TNO二进制从主带小行星二进制。
2003-03-28 astro-ph
Models of the Collisional Damping Scenario for Ice Giant Planets and Kuiper Belt Formatio
Chiang et al. 2006，以下简称C06，最近提出观测到的柯伊伯带结构可能是外太阳系中一个约5颗原始冰巨行星系统的动力学不稳定性的结果。根据Goldreich et al.（2004a，b，下文简称G04）的论证，在这种情况下，在不稳定性发生之前，这些巨星是在高度碰撞阻尼的环境中生长的。在这里，我们测试这一假设与一系列的数值模拟使用一个新的代码设计，将碰撞的动力学效应。我们发现我们无法重现观测到的太阳系。特别是，G04和C06认为，在不稳定期间，除了两颗冰巨星之外，所有的冰巨星都将被木星和土星从太阳系中驱逐出去，留下天王星和海王星。我们发现，喷射实际上是罕见的，相反，系统向外扩散。这总是导致一个配置有太多的行星，离太阳太远。因此，我们得出结论，G04的天王星和海王星的形成方案和C06的柯伊伯带形成方案在目前的形式是不可行的。
2007-01-18 astro-ph
IR Kuiper Belt Constraints
计算了半径为$a$和半径为$α$的粒子在日心距$R$处的温度和红外信号，并考虑了辐射率的影响，给出了计算结果的插值公式。我们比较与分析COBE DIRBE数据的其他人（包括最近探测到的宇宙红外背景）的日心距离，$R$，粒子半径，$a$，和粒子半径，$α$的各种值。然后，我们将这些结果应用到最近开发的柯伊伯带的图像中，柯伊伯带是一个两扇区盘，附近有一个低密度扇区（40<R<50-90 AU）和一个更远的高密度扇区。我们考虑的情况下，通过一个分子云基本上清洁太阳系的灰尘。我们应用一个简单的模型，尘埃生产彗星碰撞和去除的坡印廷-罗伯逊效应找到限制总和尘埃质量在近和远部门作为时间的函数，因为这样的通道。最后，我们比较了不同参数值的柯伊伯带红外光谱。
1998-11-20 astro-ph
The formation of Kuiper-belt Binaries through Exchange Reactions
最近的观测显示，在居住在柯伊伯带的海王星外天体（TNO）中，有一个出乎意料的高双星比例。发现的双星有四个特点：它们占TNO的百分之几，它们的组成部分的质量比接近于1，它们的内部轨道是高度偏心的，轨道比主星的半径宽100倍以上。相比之下，双星小行星形成的理论倾向于产生紧密的圆形双星。因此，需要一种新的方法来解释TNO双星的独特特征。提出了两种模式。然而，这两种情况都需要对跨国公司的规模分布作出极端的假设。在这里，我们展示了一种机制，这是保证产生所需类型的双星在早期TNO的生长阶段，基于只有一个合理的假设，即最初TNO是通过引力不稳定性的原行星尘埃层形成的。
2004-02-13 astro-ph
Discovery of a planetary-sized object in the scattered Kuiper belt
我们目前的发现和初步的物理和动力学特性的对象2003 UB 313。该天体足够明亮，因此，对于所有合理的冥王星亮度值，它肯定比冥王星大。使用1989年发现前的观测来获得误差极小的轨道。该天体目前位于远日点，似乎是一个典型的轨道分散柯伊伯带天体，除了它是从黄道倾斜约44度。如此大的天体在如此极端的倾角下出现，表明高倾角的柯伊伯带天体更倾向于在靠近太阳的地方形成。双子座天文台的观测表明，红外光谱像冥王星一样，主要是由冻结的甲烷的存在，尽管可见光光度学显示，与冥王星的极端红色相比，该物体的颜色几乎是中性的。2003年的UB 313可能会在它所经过的大范围的日心距离上经历实质性的季节变化;冥王星在它目前的距离上可能会被证明是一个有用的模拟，以更好地理解这个天体的季节变化范围。
2005-08-30 astro-ph
Kuiper Belt and Oort Cloud Objects: Microlenses or Stellar Occulters?
背景恒星被前景太阳系天体（如行星和小行星）掩星已被广泛用作观测探测，以研究与前景样本相关的物理性质。类似地，前景质量浓度对背景恒星源的引力微透镜效应也被广泛用于理解前景质量分布。在太阳系的边缘和更远的地方，柯伊伯带和奥尔特云可能是有趣的前景样本，在那里可以观察到掩星和透镜效应的组合，并且可能在同一个凌日期间都可以观察到。为了检测这些事件，需要时间采样间隔为十分之一秒的广域监测活动。对于某些行星掩星光变曲线，例如涉及冥王星的那些，当通过相关的折射信号推导大气的精确物理性质时，可能需要考虑引力透镜效应。
2002-09-25 astro-ph
Light Curves of Dwarf Plutonian Planets and other Large Kuiper Belt Objects: Their Rotations, Phase Functions and Absolute Magnitudes
我报告了新的光变曲线，并确定了几个大型柯伊伯带天体的旋转和相位函数，包括矮行星厄里斯（2003 UB 313）。（120348）2004 TY 364显示的光变曲线如果是双峰的话，其周期为11.70 ± 0.01小时，峰-峰振幅为0.22 ± 0.02星等。（84922）2003 VS 2有一个很好的双峰光变曲线，为7.41 ± 0.02小时，震级范围为0.21 ± 0.02。（126154）2001 YH 140的变率为0.21+-0.04等，可能有13.25+-0.2小时的单峰周期。样本中的7个新KBO在短旋转时间尺度上的不确定性范围内没有明显变化，它们是2001 UQ 18，（55565）2002 AW 197，（119979）2002 WC 19，（120132）2003 FY 128，（136108）Eris 2003 UB 313，（90482）Orcus 2004 DW，和（90568）2004 GV 9。三个中型到大型柯伊伯带天体2004 TY 364、奥库斯和2004 GV 9在相位角为0.1度到1.5度之间显示出相当陡峭的线性相位曲线（每度约0.18到0.26 mags）。非常大的矮行星厄里斯（2003 UB 313）显示出较浅的相位曲线（0.09+-0.03 mags/degree），这与另一颗已知的矮行星冥王星更相似。看来柯伊伯带中最大的矮行星的表面性质可能…
2007-04-13 astro-ph
Optical Spectroscopy of the Large Kuiper Belt Objects 136472 (2005 FY9) and 136108 (2003 EL61)
我们提出了高信号精度的光学反射光谱的大型柯伊伯带对象2005 FY 9和2003 EL 61。2005 FY 9的光谱显示出很强的CH 4冰带。光谱和Hapke模型之间的比较表明，CH 4谱带相对于纯CH 4-冰移动了3.25 +/- 2.25A，表明2005 FY 9表面存在另一种冰成分，可能是N2-冰，CO-冰或Ar。2003年EL 61的光谱非常没有特色。在5773 A处有一个O2-冰带的暗示;然而，这一特征需要通过未来对2003 EL 61的光谱观测来证实，该光谱观测具有更高的连续信号精度，足以在6275 A处检测到第二个较弱的O2-冰带。
2006-11-03 astro-ph
