Extrasolar Kuiper Belts
太阳系外碎片盘是在附近的主序星周围发现的尘埃盘，是由绕恒星运行的小行星和彗星分裂而成的。远红外勘测（例如，与赫歇尔）表明，约20%的恒星拥有可检测的尘埃水平。虽然尘埃温度表明，在10秒的Au与我们的柯伊伯带可比的位置，数量级更多的灰尘是必需的，这意味着一个星子人口更可比的原始柯伊伯带。高分辨率成像（例如，与ALMA一起绘制了最近和最明亮的磁盘，为底层行星系形成的结构提供了证据。其中一些类似于我们自己的柯伊伯带中的结构（例如，热的和冷的经典的、共振的、散射的盘和彗星种群），而其他的则没有太阳系的对应物。在一些碎片盘中可以看到CO气体，并推断其起源于与太阳系彗星相似的富含挥发物的微行星的破坏。本章回顾了我们对太阳系外柯伊伯带的理解，以及我们自己的柯伊伯带与邻近恒星的柯伊伯带的比较。
2019-09-26 astro-ph.EP
The Debiased Kuiper Belt: Our Solar System as a Debris Disk
在碎片盘中测量的尘埃追踪了星子带的位置。在我们的太阳系中，我们也能够直接测量最大的星子，并可以推断出尘埃的估计。来自小行星带的黄道尘埃比柯伊伯带尘埃的仅有的初步测量更好地受到约束。因此，尘埃模型将以提供碰撞源的较大天体目前的轨道分布为基础。许多柯伊伯带天体的轨道分布受到与海王星的动力学相互作用的强烈影响，如果不考虑这一点，就无法理解其结构。本文介绍了加拿大-法国黄道面巡天（CFEPS）测量的去偏置柯伊伯带。这个模型包括直径大于100公里的天体的绝对数量、测量到的轨道分布和柯伊伯带各组成部分的尺寸分布：经典带（热、搅拌和核心组成部分）、散射盘、分离天体和共振天体（1：1、5：4、4：3、3：2，包括Kozai子组成部分、5：3、7：4、2：1、7：3、5：2、3：1和5：1）。由于大部分已知的碎片盘与距离主星柯伊伯带的尘埃一致，CFEPS柯伊伯带模型为碎片盘模型提供了一个很好的起点，因为与盘内部行星的动力学相互作用已经很好地理解，并且可以使用轨道积分精确建模。
2014-05-13 astro-ph.EP
The Formation of the Cold Classical Kuiper Belt by a Short Range Transport Mechanism
经典柯伊伯带由一组轨道倾角低、颜色微红的天体组成，通常属于双星系统。这个所谓的冷经典柯伊伯带被认为是由原始的冰卵石在原地形成的，这些冰卵石凝结成直径数百公里的星子。根据这种假设，卵石吸积成大的微行星可能是通过流动不稳定机制发生的，这种机制在原始的太阳系气体和固体盘中是有效的。然而，在与海王星的2：1平均运动共振之后，也可以遇到其他与冷经典柯伊伯带中发现的物体具有相同颜色特征的分散或分离物体。在这里，我提出了一个机制，可以解释冷的经典柯伊伯带的对象和其他红色的对象以外的经典柯伊伯带。根据所提出的设想，红色的物体主要位于微行星盘的外部，但在42 au以下的某个地方被截断。以这种方式，冷的经典柯伊伯带及其分散/分离的对应物分别被短距离向外输送或稍微分散到它们现在的位置。共振物体也是通过同样的过程形成的。这一机制旨在解释所有具有相同颜色特征的物体的分布，这些物体来自原始星子盘外部边界的共同起源。根据这里提出的设想，冷经典柯伊伯带将在其目前位置内约4 au形成，总质量是其目前值的20至100倍。
2020-09-26 astro-ph.EP
Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft
主小行星带和外海王星柯伊伯带的动力学质量估计是从它们对行星运动的引力影响中得出的。由移动物质点组成的离散旋转模型已被用于模拟来自小的或尚未被检测到的带体的总吸引力。模型带的质量已被包括在一组正在改进和确定的参数中，并已通过处理80多万颗行星和航天器的现代位置观测而获得。我们已经处理了观测数据，并根据新的EPM2017版本的IAA RAS行星星历确定了参数。离散模型中考虑了观测到的大的带的径向范围（主带超过1.2 AU，柯伊伯带超过8 AU）和柯伊伯带中从观测中发现的距离约为44 AU的天体的浓度。我们还使用了个别质量估计的大型机构的带，以及为对象，航天器已经接近和机构与卫星。我们对主小行星带的质量估计是$(4.008 \pm 0.029)\cdot 10^{-4} \ m_{\oplus}$（3 $σ$）。大部分柯伊伯带天体位于39.4到47.8 AU的环区。其总质量加上31个最大的外海王星柯伊伯带天体的质量估计为$(1.97 \pm 0.030)\cdot 10^{-2} \ m_{\oplus}$（3 $σ$），几乎超过主小行星带质量的50倍。31个最大的海王星外天体（TNOs）的质量仅为总质量的40%左右。
2018-11-13 astro-ph.EP
Checking the Compatibility of the Cold Kuiper Belt with a Planetary Instability Migration Model
柯伊伯带冷分量轨道结构的成因至今仍是一个研究热点。太阳系的一些特征表明，巨行星经历了一个全球动力学不稳定的阶段，但在不稳定期间行星的实际动力学演化仍然存在争议。为了解释冷柯伊伯带的结构，Nesvorny（2015，AJ 150，68）认为是一种软不稳定性，在此期间海王星从未达到非常偏心的轨道。在这里，我们调查的可能性，更暴力的不稳定性，从最初更紧凑的完全共振配置的5个巨行星。我们表明，冷柯伊伯带的轨道结构可以很好地再现提供的冷人口在原地形成，与44和45 AU之间的外缘，从来没有一个大的质量。
2017-10-14 astro-ph.EP
More Realistic Planetesimal Masses Alter Kuiper Belt Formation Models and Add Stochasticity
本研究模拟含约10^5大质量星子的原始带，发现海王星共振解锁及迁移过程改变柯伊伯带形成，且行星不稳定性引入的随机性使最终性质难以约束早期条件。
2024-03-18 astro-ph.EP
Medium-sized satellites of large Kuiper belt objects
虽然中到小柯伊伯带天体的卫星在大小和亮度上与它们的主星相似，但最大的柯伊伯带天体优先拥有亮度分数小的卫星。在测量了小的暗卫星的大小和厚度的两个例子中，这些卫星被认为是与碰撞形成一致的小冰碎片。在这里，我们研究了Dysnomia和Vanth，分别是厄里斯和奥库斯的卫星。使用阿塔卡马大型毫米波阵列，我们获得了这些系统在热波长的第一个空间分辨观测。我们发现Dysnomia的直径为700+/-115 km，Vanth的直径为475+/-75 km，其平均值分别为0.04_+0.02_-0.01和0.08+/-0.02。Dysnomia和Vanth都与柯伊伯带的典型天体大小相同，无法区分。这些类型的卫星形成的潜在影响进行了讨论。
2018-09-10 astro-ph.EP
The Trojan-like Colors of Low-Perihelion Kuiper Belt Objects
针对Jupiter Trojans与柯伊伯带天体表面成分差异的起源问题，本研究发现低近日点KBOs具有特洛伊式颜色分叉，并经模拟证实这源于散射盘天体而非Centaurs的贡献。
2024-07-30 astro-ph.EP
Observational bias and the clustering of distant eccentric Kuiper belt objects
关于外太阳系中有一颗大质量行星存在于一个遥远的偏心轨道上的假设，是受到观测的启发，观测表明柯伊伯带中最遥远的偏心轨道的物体具有物理上对齐的轨道，也就是说，它们聚集在近日点的经度上，并且具有相似的轨道平面。然而，关于观测偏差对这些观测的影响，特别是对近日点的影响，仍然存在问题。具体来说，遥远的偏心柯伊伯带天体往往是暗淡的，只有在它们的近日点附近才能观察到，这表明已知遥远天体的近日点可能会受到天空中有限的深度测量位置的强烈影响。我们已经开发了一种方法来严格估计的近日点偏差的柯伊伯带观测的经度。我们发现，10个已知的柯伊伯带天体的半长轴超过230 AU的概率是1.2%，来自一个人口具有统一的近日点经度。结合观察到这些物体的轨道极点也聚集在一起，在随机分布的样本中检测到这两个独立集群的总概率为0.025%。虽然这些观测结果明显存在观测偏差，但它不太可能解释观测到的遥远偏心柯伊伯带天体的排列。
2017-06-13 astro-ph.EP
The Compositions of Kuiper Belt Objects
柯伊伯带中的天体很小，而且距离很远，因此即使用地球上最好的望远镜也很难详细研究。在柯伊伯带早期的大部分历史中，对这些天体成分的研究被归类为中等质量的光谱和光度数据的收集，这些数据仍然难以解释。许多早期的努力是投入到表面颜色的简单相关性和光谱特征的识别，但很难将观察结果与对该地区的更大理解联系起来。然而，在过去的十年里，我们对柯伊伯带天体组成的理解有了长足的发展。这是一个蓬勃发展的产品的发现更大-因此更容易研究-对象，继续致力于收集现在相当大的收集高质量的光度和光谱观测，并继续在实验室和理论水平的工作。今天，我们知道许多影响柯伊伯带天体表面成分的过程，包括大气损失、分异和冰火山作用、辐射过程、巨大撞击的影响以及柯伊伯带的早期动力学激发。我们回顾了大量的数据，并试图建立一个全面的框架，了解表面成分及其原因。与表面成分相比，柯伊伯带天体的整体成分仍然测量得很差，甚至更不了解，但从这个主题更深入地了解外太阳系形成的前景甚至更大。
2011-12-13 astro-ph.EP
The density of mid-sized Kuiper belt object 2002 UX25 and the formation of the dwarf planets
柯伊伯带中最大的天体（测得的密度为~1.5 g cm-3或更高）是由测得的密度低于1 g cm-3的小天体凝聚而成的，如果不援引最小天体中的显著孔隙度，就很难解释。如果确实出现这种孔隙，则测量的密度应在不再支持显著孔隙的尺寸处开始增加。在小行星中，这种转变发生在直径大于~350公里的情况下。在柯伊伯带中，在~350 km和~850 km之间没有进行过密度测量，这是孔隙度可能首先开始下降的直径范围。在这个范围内的物体可以提供小型柯伊伯带物体的岩石部分的关键测试。在这里，我们报告的轨道特性，质量和密度测定的2002年UX 25系统在柯伊伯带。对于这个直径约为650公里的天体，我们发现其密度为0.82+/-0.11 g cm-3，使其成为太阳系中已知密度低于纯水冰的最大固体天体。我们认为，该对象的孔隙度不太可能高于~ 20%，这表明岩石分数低。如果目前测量的柯伊伯带天体的密度是样本整体的合理代表，那么很难通过岩石成分与2002年UX 25推断的岩石成分一样低的小天体的凝聚来创建岩石质量成分为70%或更高的~1000 km和更大的柯伊伯带天体。
2013-11-04 astro-ph.EP
All planetesimals born near the Kuiper Belt formed as binaries
冷的经典柯伊伯带天体具有较低的倾角和偏心率，是柯伊伯带中唯一被怀疑在原地形成的天体。与动态激发的星族相比，它们呈现出广泛的颜色范围和~10%的低二进制分数，冷的经典柯伊伯带天体通常具有红色光学颜色，约30%的星族是在二进制对中发现的;这些差异的起源仍然不清楚。我们报告的检测人口的蓝色，tenually绑定二进制居住在寒冷的经典柯伊伯带对象。在这里，我们表明，广泛分离的双星可能已经生存推出到寒冷的经典地区在早期阶段的海王星的迁移。蓝色双星可能是污染物，起源于~38 au，可以提供一个独特的探测器的形成条件，在一个地区，现在几乎没有对象。蓝色天体主要是双星，是推出的产物，这一观点要求星子完全是以倍数形式形成的。合理的形成途径包括通过卵石吸积形成星子，随后通过动态摩擦产生双星，以及在固体云坍塌过程中形成双星。
2017-05-01 astro-ph.EP
The Influence of Mean Motion Resonances on the Outer Kuiper Belt: Does the Outer Kuiper Belt have a Future?
看起来，以问题形式标题的论文往往以模棱两可的答案结尾。这里的情况是不同的：外柯伊伯带确实有一个明确的未来，尽管它的持续时间不确定。模拟提供了两个不同的，令人信服的原因。首先，外带中的平均运动共振[即，在47.76天文单位的1/2共振之外]是惊人的“粘性”：在几乎所有的情况下，在海王星向外迁移期间，从更接近海王星的区域捕获的物体仍然被困在4.6 byr。大多数被捕获的轨道都是混乱的，因此最终会逃逸，但没有理由相信所有的外带共振在不久的将来都会清空。其次，在确定各种共振的俘获概率时，我们发现一阶1/2共振是相当有效的，但是，与外带的高阶共振形成鲜明对比的是，在4.6 byr期间，几乎一半的受害者已经逃脱。这些天体通常会在外围带的不稳定轨道上停留数亿年，然后被驱逐出100 AU。其他内部带共振，虽然捕获效率低于1/2，但以相同的方式表现。因此，外带有两个组成部分，长期人口：一个是半永久地躺在大约6个共振之一的成员，另一个是暂时得多的，但其来源提供了连续和现成的再补给。正如哈恩和马尔霍特拉已经明确指出的那样，这种组合人口的离心率分布与观察到的离心率分布非常匹配，但倾斜分布比通常声称的更接近它，这一事实在考虑被标记为“分散盘”的起源时可能不应该被忽视。
2012-07-19 astro-ph.EP
Evolution of Primordial Kuiper Belt Binaries Through a Giant Planet Instability
在海王星3：2和2：1平均运动共振之间的非共振柯伊伯带天体（KBO）在很大程度上可以分为冷经典带（CCB）和热经典带（HCB）。这两个亚群之间的一个显着差异是广泛分布，等质量的二进制的流行在CCB和一个小得多，但非零的数字在HCB。二进制率差异的主要原因尚不清楚。在这里，使用N体模拟，我们研究是否密切接触的巨行星在早期的外太阳系不稳定性可能会破坏原始柯伊伯带二进制存在于原始柯伊伯带之前，他们达到HCB轨道。我们发现，这样的遭遇是非常有效的破坏二进制分离的~1%的希尔半径（在现代柯伊伯带测量），可能解释了缺乏广泛的间距，相等的质量二进制在现代HCB。此外，我们发现，在现代HCB中观察到的最宽的二进制文件是不太可能生存的行星遭遇，但这些相同的行星遭遇可以扩大一个小的子集更紧密的二进制文件，以产生一个小的人口非常广泛的二进制文件在今天的HCB中看到。
2021-07-06 astro-ph.EP
Kuiper Belt Object Occultations: Expected Rates, False Positives, and Survey Design
提出了一种新的人工闪烁噪声产生方法，并用于估算柯伊伯带偶然掩星探测的掩星率和假阳性率。对调查设计的彻底审查表明：（1）衍射主导的掩星以2 Fsu^{-1}的速率进行临界（奈奎斯特）采样，对应于40天文单位处的物体的40 s^{-1}，（2）当目标在太阳对立面被观测时，掩星探测率最大化，（3）如果观测到的目标恒星的太阳伸长率为：116度<θ < 125度，或131度<θ < 141度，以及（4）真正的KBO掩星可能非常罕见，因此应该采用>7-8 σ的检测阈值，以确保可行的候选事件可以从假阳性中分离出来。
2009-02-19 astro-ph.EP
Mass of the Kuiper Belt
柯伊伯带包含了数以万计的大天体和数以百万计的小天体。带天体的主要部分位于距太阳39.4 ~ 47.8au的环带内，其边界对应于与海王星运动3：2和2：1轨道共振的平均距离。一维，二维和离散的环模型的总引力的许多带对象被认为是。离散旋转模型最正确地反映了太阳系中天体的真实相互作用。模型环的质量是在EPM 2017中确定的-这是IAA RAS的行星和月球星历表的新版本-通过拟合航天器测距观测。柯伊伯带的总质量计算为直接包含在同步积分中的31个最大的海王星外天体的质量和TNO离散环模型的估计质量之和。总质量为$(1.97 \pm 0.30)\cdot 10^{-2} \ m_{\oplus}$。柯伊伯带对木星、土星、天王星和海王星的引力影响有时会超过假设距离上质量为$\sim 10 \ m_{\oplus}$的第九颗行星的引力。在处理观测数据时，有必要考虑柯伊伯带的引力影响，然后才能研究剩余的差异，以发现遥远的大行星可能的影响。
2018-10-23 astro-ph.EP
Corralling a distant planet with extreme resonant Kuiper belt objects
四个最长周期的柯伊伯带天体的轨道周期彼此接近整数比。一颗轨道周期为$\sim$ 17，117年，半长轴为$\sim$ 665天文单位的假想行星，与这四个天体的周期比为N/1和N/2。共振轨道的轨道几何形状和动力学限制了这类行星的轨道平面、轨道偏心率和质量，以及它目前在轨道上的位置。
2016-06-02 astro-ph.EP
Injection of Inner Oort Cloud Objects Into the Distant Kuiper Belt by Planet Nine
外太阳系呈现出异常的轨道聚集模式，其特征是遥远的长期稳定的柯伊伯带天体的拱点线和角动量矢量近似对齐。对这种动力学约束的一种解释是存在一个尚未被发现的行星质量物体，“行星九（P9）”。先前的工作已经表明，起源于柯伊伯带分散的盘群中的海王星外天体，可以通过行星九的重力在~Gyr时间尺度上进行轨道对准，并且通过将数值模拟中生成的合成柯伊伯带的属性与可用的观测数据相匹配，已经推导出了特征P9参数。在这项工作中，我们表明，一个额外的动力学过程中发挥的行星九假设的框架内，并证明P9引起的动力学演化促进轨道变化内，否则动态冻结内部奥尔特云。这种演化的结果是，内部的奥尔特云天体可以获得遥远的散射盘的轨道特征，这意味着如果第九行星存在，观测到的长周期海王星外天体的普查是由奥尔特云和柯伊伯带天体的混合物组成的。我们的模拟进一步表明，虽然向内注入的内部奥尔特云对象表现出P9驱动的轨道约束，集群的程度是弱于柯伊伯带内的对象。总的来说，我们的研究结果表明，要解释这些数据，可能需要一个比以前认为的更加偏心的行星。
2021-04-12 astro-ph.EP
The Collisional Divot in the Kuiper belt Size Distribution
本文介绍了柯伊伯带碰撞演化计算的结果，从一个初始的大小分布类似于该地区的吸积模拟产生的-一个陡峭的幂律大对象的大小分布，打破了一个较浅的斜率在r ~1-2公里，与碰撞平衡的对象r ~0.5公里。我们发现，从陡峭的大对象的幂律的突破会导致一个dilution，或耗尽的对象在r ~10-20公里，这反过来大大降低了中断率的对象与r> 25-50公里，保持陡峭的幂律行为的对象在这个大小。我们的计算表明，在柯伊伯带尺寸分布中观察到的翻转自然地被解释为尺寸分布中的扩散的边缘;尺寸分布从幂律过渡的半径，以及我们模拟的扩散的形状与观察到的翻转的尺寸和较小物体的尺寸分布一致。对于柯伊伯带天体，扭折半径和扭折中心半径都依赖于重力场的强度标度律。这些模拟表明，r ~1 km天体的天空密度约为每平方度10^6-10^7个天体。探测到尺度分布中的弥散将提供对大型柯伊伯带天体强度的测量，并限制柯伊伯带吸积结束时尺度分布的形状。
2009-10-01 astro-ph.EP
Quaoar: A Rock in the Kuiper belt
在这里，我们报告WFPC 2观测Quaoar-Weywot柯伊伯带二进制。根据这些观测结果，我们发现Weywot在椭圆轨道上，偏心率为0.14 { \pm } 0.04，周期为12.438 { \pm } 0.005天，半长轴为1.45 { \pm } 0.08 { \times } 104 km。轨道揭示了一个令人惊讶的高质量夸奥尔-韦沃特系统，质量为1.6{ \pm }0.3{ \times }10^21千克。使用天王星和海王星卫星的表面特性作为夸欧尔表面的替代，我们重新分析了布朗和特鲁希略（2004）的大小估计。我们发现，从一个平均公布的大小估计，夸欧尔的直径为890 { \pm } 70公里。我们发现夸欧尔的密度为ρ= 4.2 { \pm } 1.3 g cm^-3，可能是柯伊伯带中密度最高的。
2010-03-30 astro-ph.EP
On the 'Scattered' Inclinations in the Kuiper Belt
本文表明，被捕获到柯伊伯带中的平均运动共振的机构的倾角几乎保持不变，从最初的较低的值仅略有增加的迁移和/或长期的行星摄动。因此，观测到的共振物体的i的最大值高达~ 30度，这一定反映了一个很宽的初始范围，至少可以达到可捕获物体的水平，或者反映了一个可能由长期共振的扫描所例示的提升过程。我们已经获得了捕获概率为2以及填充共振，显示减少，但有限的值为i的高达35度。无论是什么导致了现在的分布，一定是对某些（但不是所有）带中的共振体产生了i的增加。
2015-01-12 astro-ph.EP
Signatures of a Distant Planet on the Inclination Distribution of the Detached Kuiper Belt
最近有人提出，外太阳系中一颗遥远的大质量行星可以解释一些观测到的极端海王星外天体（TNO）的特征。在这里，我们使用N体模拟的柯伊伯带和奥尔特云的形成，以及调查模拟器比较模型的太阳系和没有第九颗行星彼此以及观察。在八行星模型中，TNO沉积到柯伊伯带遥远（$a$ > au）、分离（$q$ > au）区域的主要机制是与海王星平均运动共振（MMR）的天体的Kozai-Lidov振荡。此效果不会将低倾角（$i \lesssim$ 20°）对象沉积到该区域中。然而，我们发现第9颗行星在低倾角处产生了一组遥远的，分离的TNO，这在8行星模型中不存在。8行星模型和9行星模型之间的这种差异可能会对可能存在的9行星提供强有力的限制，并在柯伊伯带遥远的分离区域进一步检测TNO。
2021-09-27 astro-ph.EP
Chaos in Mean Motion Resonances of the Kuiper Belt
在本文中的平均运动共振在柯伊伯带，我们认为在早期的迁移中捕获的共振体的影响，通过确定作为偏心率的函数，e，在最稳定的轨道配置的混乱水平。我们发现共振时观测到的最大e非常接近于海王星的李雅普诺夫倍~ 1000轨道周期的轨道--这与用木星周期代替海王星周期的小行星带中的数值大致相同。这个数字限制了明显混乱但仍然存在的物体的e，这意味着绝大多数以相等或更大的e逃逸的情况已经发生了。然而，如果要维持最外层带的小种群，逃逸必须在某种程度上继续下去，因为那里的天体的典型寿命只有太阳系年龄的1/10。共振稳定性的研究也加强了这样的说法，即内部柯伊伯带的迁移后边界位于34 AU附近，而原始的或迁移前的外部边界位于46 AU附近。
2014-03-20 astro-ph.EP
Observed Binary Fraction Sets Limits on the Extent of Collisional Grinding in the Kuiper Belt
冷经典柯伊伯带的尺度分布可以用两个理想化的幂律近似：一个是当半径R>R* 时斜率很陡，另一个是当半径R<R* 时斜率很浅，其中R*~25-50 km。以前的工作表明，在R* 处的SFD翻转可能是柯伊伯带中广泛的碰撞研磨的结果，导致大多数R<R* 的天体灾难性地破裂。在这里，我们使用一个新的代码来测试柯伊伯带碰撞的影响。我们发现，所观察到的翻转确实可以解释碰撞研磨提供的初始质量在大型机构是远远大于一个在目前的柯伊伯带，并动态耗尽。除了大小分布的变化，我们的代码还跟踪碰撞对二进制系统的影响。我们发现，它通常是更容易溶解宽的双星系统，如存在于今天的冷柯伊伯带，比灾难性地破坏对象与R~R*。因此，双星的存活对柯伊伯带中碰撞研磨的程度设定了重要的限制。我们发现，广泛的碰撞研磨需要产生的SFD翻转R* 将意味着一个强大的梯度的二进制分数与R和分离，因为它通常是更容易溶解的二进制小组件和/或那些具有广泛的轨道。对于R<R*，期望的二进制分数是<0.1。目前的观测数据没有显示出这样的梯度。相反，他们建议在R=30-40 km时有一个大的双星分数~0.4。这可能表明，翻转不是由破坏性碰撞产生的，而是KBO形成过程的化石遗迹。
2011-02-28 astro-ph.EP
JWST Spectroscopy of a Blue Binary Cold Classical Kuiper Belt Object
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；National Research Council of Canada, Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学和天体物理研究中心）；University of Victoria（维多利亚大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用JWST观测发现2016 BP81为富含水冰的蓝色双星，其光谱特征显示可能起源于不同的形成环境。
2025-11-27 astro-ph.EP
Overview of initial results from the reconnaissance flyby of a Kuiper Belt planetesimal: 2014 MU69
NASA新视野号第一次柯伊伯扩展任务（KEM-1）的核心目标是近距离飞越柯伊伯带天体KBO）2014 MU 69，绰号Ultima Thule。2019年1月1日，这次飞越达到高潮，首次近距离观察了一个小型KBO。最初的飞越后轨迹重建表明，航天器在5：33：19 UT接近MU 69的约3500公里。在这里，我们总结了从那次成功飞越中获得的最早结果。在提交本报告时，只有4天的数据从飞越向下链接;到2019年3月的月球和行星科学大会演讲时，将有超过一个数量级的数据向下链接。因此，在提交本摘要时无法获得的许多其他结果将在本综述演讲中介绍。
2019-01-24 astro-ph.EP
A Non-Primordial Origin for the Widest Binaries in the Kuiper Belt
本文证明柯伊伯带冷经典带中的超宽双星并非原初形成，而是在海王星轨道迁移植入动力学种群时，通过星子近距离交会解离与拓宽产生，故不能直接约束早期太阳系。
2024-11-15 astro-ph.EP
The Evidence for Slow Migration of Neptune from the Inclination Distribution of Kuiper Belt Objects
柯伊伯带的大部分动力学结构可以解释为海王星迁移了几个天文单位，和/或海王星在行星不稳定期间被分散到偏心轨道。现有编队模型的一个突出问题是，它们预测的轨道倾角分布比从观测中推断的要窄。在这里，我们进行数值模拟的柯伊伯带的形成从一个初始状态与海王星在20 < a_{N,0} < 30 AU和一个动态冷的外盘从超过a_{N,0}到30 AU。海王星的轨道在一个e-折叠时间尺度1 <= tau <= 1亿年内迁移到盘中。在模拟中，一小部分（~10^{-3}）盘状微行星被植入柯伊伯带。通过分析不同情况下植入体的轨道分布，我们发现倾斜约束意味着τ>= 1000万年，a_{N,0} <= 25 AU。τ <1000万年的模型不满足倾角约束，因为没有足够的时间进行各种动力学过程来提高倾角。海王星的缓慢迁移与柯伊伯带的其他限制条件以及最近开发的行星不稳定性/迁移模型是一致的。在这些模型中，海王星的离心率和倾角都不会很大（e_N<0.1，i_N<2度），这是为了避免在>40 AU区域（冷经典星系可能形成的区域）过度的轨道激发。
2015-04-23 astro-ph.EP
A Possible Divot in the Size Distribution of the Kuiper Belt's Scattering Objects
通过联合分析的校准望远镜的调查，发现散射柯伊伯带的对象，其预期的轨道分布模型，我们测量的散射对象的大小分布的形式。排除了一个单一的幂律大于99%的置信度，我们约束的大小分布的形式，并发现，令人惊讶的是，我们的分析有利于一个非常突然的减少（一个dilemma）的数量分布的直径减少到100公里以下，与较小的物体的数量，然后再次上升，通过碰撞平衡的预期。在这个碰撞平衡斜率上进行外推，产生了足够多的更大尺度的散射天体，可以供给附近的彗星族彗星。我们的解释是，这个dilemma功能是一个保存遗迹的大小分布所作出的星子形成，现在“冻结”部分柯伊伯带共享一个“热”的轨道倾角分布，解释了几个难题在柯伊伯带科学。此外，我们表明，以配合今天的散射物体的倾斜分布，供应源，分散向外必须已经垂直加热到10度的顺序。
2013-01-31 astro-ph.EP
A hypothesis for the color diversity of the Kuiper belt
我们提出了一个化学和动力学过程来解释柯伊伯带的表面颜色。在我们的假设中，天体本身的初始整体成分可能是相当不同的-正如在彗星中所看到的那样-但早期的表面成分是由天体形成后的挥发性蒸发决定的。表面成分的强烈梯度，加上紫外线和粒子照射，导致了今天看到的表面颜色。在原始带内部形成的物体仅保留H2O和CO2作为其表面上的主要冰物种。这些物种的辐射可能导致黑暗的中性色半人马和KBO。在圆盘中进一步形成的物体保留了CH 3OH，这已经被证明在照射后会导致更明亮的红色表面，如在更明亮的红色半人马座和KBO中所看到的。在冷经典柯伊伯带的当前位置形成的物体独特地保留了NH3，这已被证明会影响辐射化学，并可能导致这些物体的独特颜色。我们提出了这一假设的观察和实验测试。
2011-09-01 astro-ph.EP
Late gas released in the young Kuiper belt could have significantly contributed to the carbon enrichment of the atmospheres of Neptune and Uranus
本文研究了年轻柯伊伯带释放的晚期气体吸积对天王星和海王星大气碳富集的贡献，发现数十地球质量的原初柯伊伯带可导致显著CO吸积及高C/H比，并提出该机制在系外行星系统中同样适用。
2025-06-03 astro-ph.EP
Evaluating an Embryo Origin for Detached TNOs within Full Kuiper Belt Formation Models
本文通过数值模拟柯伊伯带形成过程，检验行星胚胎假说能否解释分离型海王星外天体的起源，发现胚胎难以达到所需轨道且作用时间过晚，分离出的天体半长轴分布也与观测不符，故该机制不太可能是主要成因。
2025-07-04 astro-ph.EP
Kuiper Belt Occultation Predictions
在这里，我们提出了7个大型柯伊伯带天体的观测。从这些观测中，我们提取了一个点源目录与$\sim0.01"$精度，和天体测量我们的目标柯伊伯带天体与$0.04-0.08"$精度在该目录。我们已经开发了一种新的技术来预测柯伊伯带天体未来发生的恒星掩星。该技术利用一种极大似然方法，确定对某一物体编目轨道要素的最佳调整。使用模拟的理论对象，我们讨论了这种技术的优点和缺点相比，普遍采用的星历偏移方法。我们证明了这两种方法都有各自的弱点，因此，它们共同提供了一个公平的评估，在一个特定的预测的真实不确定性。我们目前的掩星预测这两种方法的7个跟踪对象，日期晚至2015年。最后，我们讨论了三个独立的近距离通道的类星体现场恒星，这揭示了元素调整方法的准确性，也表明了必要性，考虑在恒星位置的不确定性时，评估潜在的掩星。
2013-06-27 astro-ph.EP
Retention of a Primordial Cold Classical Kuiper Belt in an Instability-Driven Model of Solar System Formation
柯伊伯带的冷经典粒子群表现出多种独特的物理特征，这些特征共同表明其动力学相干性在整个太阳系的一生中都保持着。同时，冷人口的相对未激发的轨道状态的保留仍然是一个谜，特别是在太阳系形成模型的背景下，这是由一个短暂的不稳定时期驱动的，海王星暂时偏心。在这里，我们表明，冷带可以生存的不稳定性，其动力学结构可以重现。我们开发了一个简单的分析模型长期激发冷KBO和比较快的拱点进动和海王星的节衰退，在偏心相，是必不可少的保存在冷经典区域的未激发态。随后，我们证实了我们的结果与自洽N体模拟。我们进一步表明，污染的热经典和分散的人口由类似性质的冷经典的对象已在塑造柯伊伯带固有的巨大的物理多样性。
2011-09-10 astro-ph.EP
2004 EW95: A phyllosilicate bearing carbonaceous asteroid in the Kuiper Belt
太阳系动力学演化的模型预测，由于行星迁移的早期阶段，原始微行星会从它们的形成区域分散到气态巨行星中。因此，碳质物体散布到外部小行星带和柯伊伯带。这些模型预测柯伊伯带应该包含一小部分具有碳质表面的天体，尽管迄今为止，所有报道的小型柯伊伯带天体（KBO）的可见光反射光谱都是线性和无特征的。我们报告了一个小的KBO，（120216）2004 EW 95的不寻常的反射光谱，表现出其近紫外反射率的大幅下降和广泛的浅光学吸收功能中心在约700 nm，这是检测到大于4西格玛的意义。这些特征，通过光谱光度学和光谱学的多个时代证实，分别与氧化铁和层状硅酸盐有关。光谱与一些C-型小行星的光谱有着惊人的相似之处，这表明2004 EW 95可能与这些天体有着共同的起源。2004 EW 95以相对较高的偏心率和倾角与海王星稳定的平均运动共振轨道围绕太阳运行，这表明它可能是由于过去的动力学不稳定性而被安置在那里的。这些结果似乎与上述模型预测一致，并且是第一个显示在小KBO上可靠确认的硅酸盐材料检测的结果。
2018-03-12 astro-ph.EP
Asteroids were born bigger: An implication of surface mass ablation during gas-assisted implantation into the asteroid belt
本研究模拟木星、土星迁移与气体盘表面烧蚀对植入小行星带星子的影响，表明多数成分星子会缩小并使SFD变陡，暗示最大C型小行星诞生时更大。
2023-12-08 astro-ph.EP
Properties of the Distant Kuiper Belt: Results from the Palomar Distant Solar System Survey
我们提出了一个广泛的领域调查的结果，使用1.2米塞缪尔Oschin望远镜在帕洛玛天文台。这项调查旨在寻找柯伊伯带及更远的最遥远的成员。我们搜索了~ 12，000 deg 2，直到R的平均极限星等21.3。总共发现了52个KBO和半人马座，其中25个是在这次调查中发现的。除了重新检测到的塞德娜，没有额外的塞德娜样机构与近日点大于45 AU的检测，尽管灵敏度了1000 AU的距离。我们讨论了柯伊伯带以外的遥远的塞德娜人口的影响，专注于我们可以放置在嵌入式星团环境的早期太阳可能已经诞生，在那里的位置和分布的塞德娜塑造的多个恒星相遇的轨道是指示出生集群的大小。我们还报告了我们观察到的纬度分布和对普卢蒂诺人口规模的影响。
2010-07-17 astro-ph.EP
Kuiper belt: formation and evolution
本章回顾了柯伊伯带天体（KBO）的吸积模型，特别讨论了观测到的KBO种群特性与流不稳定性范式的兼容性。然后讨论了如何在巨行星不稳定性框架下定量地理解KBO星族的动力学结构，包括它的冷、热、共振、散射和电离5个子分量的形成。我们还建立了KBO星群与木星和海王星的特洛伊、所有巨行星的不规则卫星、奥尔特云和D-型主带小行星之间的联系。最后，我们讨论了KBO粒子数的碰撞演化，认为目前100 km以下的粒子数-频率分布是在原大质量外海王星盘内几十个My内达到碰撞平衡的，可能冷粒子数子成分除外.
2019-04-05 astro-ph.EP
JWST Reveals the Kuiper Belt-like Compositions of the Uranian Rings and Small Moons
California Institute of Technology（加州理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本研究通过JWST光谱发现天王星环及小卫星成分与含水型柯伊伯带天体相似，提出其可能源于倾斜碰撞或后期潮汐瓦解过程。
2026-09-29 astro-ph.EP
Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud
我们模拟了柯伊伯带尘埃云在四个不同的尘埃产生率的3-D结构，将行星尘埃相互作用和颗粒颗粒碰撞使用碰撞梳理算法。一个正面光学厚度约为10^-4的模型的模拟图像主要显示了一个方位对称环，在亚毫米波和红外波长范围为40-47 AU;这个环与冷的经典柯伊伯带有关。对于光学深度较低的模型（10^-6和10^-7），合成的红外图像显示环变宽，在海王星的位置环中打开了一个缺口;这个特征是由海王星的平均运动共振中捕获的尘埃颗粒造成的。在较低的光学深度，第二个环也出现与土星在圆盘中心清除的洞有关。我们的模拟，其中包括25个不同的颗粒大小，说明颗粒颗粒碰撞是重要的塑造今天的柯伊伯带尘埃，可能是其他方面的太阳系尘埃复杂;碰撞擦除所有迹象的方位角不对称的亚毫米图像的磁盘在每一个尘埃水平，我们认为。当光学深度达到τ ~ v/c的临界值时，模型图像从由共振捕获的小颗粒（“传输主导”）主导切换到由出生环（“碰撞主导”）主导，其中v是局部开普勒速度。
2010-08-05 astro-ph.EP
Origin of the peculiar eccentricity distribution of the inner cold Kuiper belt
Dawson and Murray-Clay（2012）指出，柯伊伯带内冷星群的内部（半长轴a<43.5天文单位），其轨道偏心率远小于稳定性限制的极限。在这里，我们确认他们的结果，在适当的元素空间中的轨道分布和稳定性。我们发现，所观察到的分布可能已经产生的缓慢扫描的4/7平均运动共振与海王星，伴随着海王星的迁移过程结束。热柯伊伯带的轨道分布在这一过程中没有受到明显的影响，原因在正文中讨论。因此，内部冷星群的特殊偏心率分布不能被明确地解释为冷星群在原地形成的证据，并且只有适度的偏心率激发;它可以简单地是海王星径向运动的标志，从适度偏心的轨道开始。我们讨论了这是如何同意的情况下，巨大的行星演化的动力学不稳定性，并可能与冷人口的径向运输。
2013-12-29 astro-ph.EP
The Inner Kernel of the Classical Kuiper Belt
Princeton University（普林斯顿大学）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院自然科学学院）
本文通过推导经典柯伊伯带天体的质心自由轨道根数并应用DBSCAN聚类算法，在43 AU处发现了一个新的“内内核”结构，为经典柯伊伯带内部结构研究提供了新证据。
2025-11-10 astro-ph.EP
Col-OSSOS: Probing Ice Line/Color Transitions within the Kuiper Belt's Progenitor Populations
柯伊伯带内受动力激发的天体表面颜色呈双峰分布，这些不同的表面颜色可能是这些天体形成的示踪物。在这项工作中，我们探索径向颜色分布在原始的星子盘和影响的位置内的柯伊伯带的祖先人口的冰线/颜色转换。我们结合一个完整的动力学模型的柯伊伯带的演化，由于海王星的迁移与精确的表面颜色测量的颜色外太阳系起源调查，以检查真正的颜色比率内的柯伊伯带和冰线内的原始磁盘。我们调查了一个占主导地位的，表面颜色变化的冰线的位置，在初始磁盘内有两种可能的表面颜色布局;（1）内部中性表面和外部红色，（2）内部红色表面和外部中性。我们进行了模拟与一个原始的磁盘，在30天文单位截断。通过径向步进的颜色过渡出通过0.5 AU的间隔，我们表明，这两个磁盘配置与所观察到的颜色分数是一致的。对于内部中性，外部红色原始磁盘，我们发现，颜色过渡可以在$28^{+2}_{-3}$ au在95%的置信水平。对于内部红色、外部中性原始盘，颜色过渡可以在95%置信水平下在$27^{+3}_{-3}$ au处。
2021-12-13 astro-ph.EP
Dust in the Edgeworth-Kuiper belt zone
本文讨论了埃奇韦尔-柯伊伯带中球形行星际尘埃粒子在半长轴为30-50天文单位时的轨道演化。除太阳引力外，太阳电磁辐射、微粒辐射和快速星际气体流也是影响粒子运动的重要力。太阳电磁辐射由Poynting-Robertson效应表示，太阳微粒辐射对应于太阳风。非径向太阳风的时变性可以显著增加尘埃在该区域的寿命。对于几十微米大小的粒子，粒子在区域中停留的平均时间比恒定（与时间无关）径向太阳风提供的常规情况大30倍以上。这适用于粒子最真实的材料属性：$\bar{Q}'_{pr} =$ 1，其中$\bar{Q}'_{pr}$是电磁辐射压力的无因次效率因子。如果$\bar{Q}'_{pr} =$为1/2，则颗粒停留在该区域的平均时间仅为常规值的4倍。文中所用的方法说明了太阳风作用与坡印廷-罗伯逊效应的相关性。这些结果对于我们理解埃奇韦尔-柯伊伯带尘埃分布的结构以及其他恒星系统中的尘埃带具有重要意义。
2010-09-29 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Impact Craters on Pluto and Charon Indicate a Deficit of Small Kuiper Belt Objects
新视野号航天器飞越冥王星和冥卫一，提供了嵌入柯伊伯带的陨石坑表面的高分辨率图像，柯伊伯带是海王星以外的一个广阔的天体区域。冥王星和冥卫一上的撞击坑是由与其他柯伊伯带天体（KBO）碰撞形成的，直径从40公里到300米，比大多数直接用望远镜观察到的KBO都要小。我们发现直径小于约13公里的小陨石坑相对较少，这不能仅仅用地质重铺来解释。这意味着小型KBO（直径小于1至2公里）不足。冥王星和冥卫一的一些表面可能超过40亿年，因此它们的陨石坑记录提供了早期太阳系KBO的大小频率分布的信息。
2019-11-16 astro-ph.EP
Details of Resonant Structures Within a Nice Model Kuiper Belt: Predictions for High-Perihelion TNO Detections
我们分析了Brasser & Morbidelli（2013）对柯伊伯带就位的详细Nice模型模拟，其中海王星经历了高偏心率阶段并向外迁移。在这项来自Pike等人（2017）的工作中，我们特别关注海王星平均运动共振内的结构细节以及模拟的跨海王星天体（TNO）的高近心人口。我们发现这些种群的几个特征，在未来的大规模TNO调查中应该可以在遥远的太阳系中观察到，作为诊断这种海王星迁移模式是否发生在早期的太阳系。我们发现，领先的不对称天平动岛的$n$：1共振一般比尾随岛屿人口多得多。我们还发现，非共振高$q$人口的TNOs应该有更高的倾角比低$q$人口由于在其侵位历史的重要性Kozai循环。最后，高$q$ TNO应该以大致相等的数量出现在远距离平均运动共振的两侧。这些预测与其他柯伊伯带侵位模拟的预测形成对比，并将通过即将进行的调查进行检验。
2017-09-12 astro-ph.EP
Close TNO Passages as a Driver of the Origin and Evolution of Ultra-Wide Kuiper Belt Binaries
在动力冷的低倾角的经典柯伊伯带中，存在着一群弱束缚双星系统，它们具有许多不寻常的性质;其中最值得注意的是它们的轨道间距非常宽，超过它们希尔半径的7%。这些超宽海王星外双星（TNB）的稳定性和演化，在过去，被广泛研究的假设下，主要的演变机制是相互作用的二进制组件和影响海王星外天体（TNOs）。在这里，我们研究它们的演化，而不是由近距离通过但不影响TNO的引力扰动驱动。通过模拟这些通道，我们表明，在数十亿年的遭遇的总效应有显着的影响柯伊伯带的双演化。这种过程可能导致紧密的二元结构随着时间的推移而显著扩大，接近甚至有时超过已知最宽的TNB的分离。我们还发现，观测到的超宽TNB的偏心率和倾角分布可以从这样的加宽的双星采样。虽然我们无法产生足够的宽双星来解释它们的丰度，但我们产生的轨道特性与已知的宽双星一致。
2022-11-11 astro-ph.EP
The Sizes of Kuiper Belt Objects
柯伊伯带天体（KBO）研究中最基本的问题之一是了解它们的真实物理尺寸。如果不知道它们的反射率，我们就无法区分大而暗的KBO和小而亮的KBO。斯皮策对大约20个KBO的大小和亮度进行了粗略的估计，赫歇尔太空望远镜将通过将样本扩展到大约150个最亮的KBO来改进这些初始测量。SPICA更高灵敏度的仪器不仅可以使我们将样本扩大到更小的KBO，而且还可以获得具有统计意义的KBO热光变曲线样本（Herschel将只测量六个物体）。一个涵盖各种大小的大样本将是确定大小与其他物理和表面性质之间有意义的相关性的关键，这些性质制约着太阳系的形成和演化过程。
2009-10-30 astro-ph.EP
Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel
柯伊伯带是海王星轨道之外的一群冰冷天体。柯伊伯带的一个特别令人困惑和至今无法解释的特征是所谓的“内核”，即半长轴a~44 AU，偏心率e~0.05，倾角i<5度的轨道集中。在这里，我们表明，柯伊伯带内核可以解释，如果海王星的顺利迁移被中断的不连续变化的海王星的半长轴时，海王星达到~28 AU。在不连续发生之前，位于~40 AU的星子被扫入海王星的2：1共振，并随着共振向外迁移。当海王星达到~28 AU时，2：1共振在~44 AU。如果海王星的半长轴在此时改变了天文单位的几分之一，也许是因为海王星被另一颗行星分散了，那么2：1的人口将在44天文单位左右释放，并将保持到今天。我们表明，在这个模型中产生的机构的轨道分布提供了一个很好的匹配的内核的轨道特性。如果海王星在跳跃后的迁移速度很慢，那么2：1的共振将耗尽45-47天文单位的天体数量，从而导致该区域低倾角轨道的缺乏。特殊的规定，可能与低效率的增长相当大的对象，仍然需要解释为什么只有少数低倾角机构已被检测到超过~47 AU。
2015-06-19 astro-ph.EP
The Color and Binarity of (486958) 2014 MU69 and Other Long-Range New Horizons Kuiper Belt Targets
哈勃太空望远镜（HST）测量了八个柯伊伯带天体（KBO）的颜色，这些天体将由新视野号宇宙飞船观测，包括其2019年近距离飞越目标冷经典KBO（486958）2014 MU69。我们发现，所有八个对象的光度颜色是红色的，典型的冷经典动力学人口中的大多数居住。由于2014 MU69与柯伊伯带冷经典区域的其他KBO具有相似的颜色，因此有可能使用即将到来的2014 MU69的高分辨率新视野观测来得出关于更大的冷经典人口的结论。此外，HST发现这些KBO中没有一个是在距离约0.06角秒（44天文单位距离约2000公里）和Δm小于或等于0.5的范围内的双星。这一结论与在相对较宽的分离度下发现的较低比例的双星是一致的。一些对象似乎有显着的光度变化，但我们的意见是没有足够的信号噪声或持续时间作进一步解释。
2019-02-11 astro-ph.EP
Return to the Kuiper Belt: launch opportunities from 2025 to 2040
45柯伊伯带天体（KBO）和冥王星适合在2025年和2040年之间发射的初步航天器轨道。这46个天体包括所有H星等< 4.0或截至2018年5月已获得国际天文学联合会命名的天体。使用一个自定义的兰伯特解算器，轨道是仿照新视野号的冥王星-冥卫一任务，其中包括一个快速发射与木星重力协助。除了寻找地球-木星-KBO轨道外，还检查了地球-土星-KBO轨道，并可以选择飞越天王星或海王星。在一次木星重力辅助下，所有45个KBO和冥王星都可以在25年的最长任务期限内到达。当增加非木星飞越时，可以到达的数量更有限，并且列出了可以通过这些替代路线到达的KBO。在大多数情况下，单次飞越木星是到达柯伊伯带的最有效方式，但重新访问土星，天王星或海王星的科学回报可能会为任务增加实质性价值，因此应考虑交替飞越。
2018-10-17 astro-ph.EP
Neptune on tiptoes: dynamical histories that preserve the cold classical Kuiper belt
柯伊伯带目前的动力学结构是由巨行星，特别是海王星，在行星形成之后的轨道演化所形成的，当时巨行星可能经历了行星-行星散射和/或微行星驱动的迁移。这个过程的数值模拟，虽然再现了许多属性的带，未能产生高倾角和偏心率观察到的一些对象，同时保持观察到的动态“冷”人口。我们提出的第一个三部分的参数研究如何不同的动力学历史的海王星造型的星子盘。在这里，我们确定哪些动力学历史允许原位小行星盘保持动态冷，成为今天的冷柯伊伯带种群。我们发现，如果海王星经历了一个时期的偏心率和/或倾斜度升高，它secularly激发的偏心率和倾斜的星子盘。我们证明，有几个定义明确的制度，这种长期的激励，这取决于海王星的迁移，阻尼海王星的轨道倾角和/或偏心率的相对时间尺度，和长期的星子的演变。我们模拟这种长期的激励分析在每个政权，允许参数空间的一个彻底的探索。海王星的离心率和倾角可以在有限的时间内保持在较高的水平，而不会破坏冷经典带。在缓慢衰减和缓慢迁移的区域，如果海王星位于20天文单位，那么它的偏心率必须保持在0.18以下，倾角必须保持在6°以下。
2012-02-27 astro-ph.EP
The Properties and Origins of Kuiper Belt Object Arrokoth's Large Mounds
本研究分析Arrokoth较大瓣上的丘状结构，发现其自相似，推测为原始构成单元，其大小相似性对太阳系形成模型构成新挑战。
2023-08-31 astro-ph.EP
