太陽系外縁天体

太陽系外縁天体（TNO ）は、太陽系外縁天体とも表記され、^{[1]は、軌道}長半径が30.1天文単位（AU）である海王星よりも長い平均距離で太陽を周回する太陽系の小惑星です。

通常、TNOは、カイパーベルトの古典的天体と共鳴天体、散乱円盤、分離天体にさらに分類され、最も遠いものはセドノイドです。 ^{[注 1]} 2024年7月現在、小惑星のカタログには、番号が付けられたTNOが901個、番号が付けられていないTNOが3,000個以上含まれています。^{[3] [4] [5] [6] [7]}ただし、半長径が30 AUを超える約5000個の天体がMPCカタログに存在し、そのうち1000個に番号が付けられています。

最初に発見された太陽系外縁天体は、 1930年の冥王星でした。太陽を直接周回する2番目の太陽系外縁天体であるアルビオン15760が発見されたのは、1992年になってからでした。最も質量の大きい太陽系外縁天体はエリスで、冥王星、ハウメア、マケマケ、ゴンゴンがそれに続きます。太陽系外縁天体の軌道上では、 80を超える衛星が発見されています。太陽系外縁天体は色彩が多様で、灰青色 (BB) または非常に赤い色 (RR) です。これらは、岩石、非晶質炭素、水やメタンなどの揮発性氷の混合物で構成され、ソリンやその他の有機化合物で覆われていると考えられています。

半径が150AU以上、近日点が30AU以上の小惑星が12個知られており、これらは極端太陽系外縁天体（ETNO）と呼ばれています。^[8]

それぞれの惑星の軌道は、他の惑星の重力の影響をわずかに受けます。1900年代初頭、天王星と海王星の観測軌道と予想軌道の間に食い違いがあったことから、海王星の外側にもう1つ以上の惑星があることが示唆されました。これらの惑星の探索により、 1930年2月に冥王星が発見されましたが、冥王星は小さすぎて食い違いを説明できませんでした。 1989年のボイジャー2号のフライバイによる海王星の質量の改訂推定により、この問題は誤りであることが判明しました。^{[9]冥王星は、既知の海王星外縁天体の中で最も}見かけの等級が高いため、最も見つけやすかったです。また、黄道に対する傾斜角も、他のほとんどの大型TNOよりも低くなっています。

冥王星の発見後、アメリカの天文学者クライド・トンボーは数年にわたって同様の天体の探索を続けたが、発見することはなかった。長い間、海王星の外側にある大きな天体は冥王星（2006年8月まで惑星として分類されていた）だけであると一般に信じられていたため、他のTNOの探索は行われなかった。1992年に2つ目のTNOである15760アルビオンが発見されて初めて、同様の天体の組織的な探索が始まった。黄道周辺の広い帯状の天体を撮影し、ゆっくり動く天体がないかデジタル的に評価した。直径50～2,500キロメートルのTNOが数百個発見された。最も質量の大きいTNOであるエリス（2005年発見）は、科学界内で長年議論されてきた大型TNOの分類、および冥王星のような天体を惑星とみなせるかどうかの論争に再燃をもたらした。冥王星とエリスは最終的に国際天文学連合によって準惑星に分類された。2018年12月には、「ファーアウト」という愛称で呼ばれる2018 VG 18の発見が発表された。ファーアウトはこれまで観測された太陽系で最も遠い天体であり、太陽から約120AU離れている。1周するのに738年かかる。^[10]

太陽からの距離と軌道パラメータに応じて、TNO はカイパーベルト天体 (KBO) と散乱円盤天体 (SDO) の 2 つの大きなグループに分類されます。^{[注 1]}右の図は、既知の太陽系外天体 (70 au まで) の分布を、参考として惑星とケンタウルス族の軌道との関係で示しています。異なるクラスは異なる色で表されています。共鳴天体(海王星トロヤ群天体を含む) は赤で、古典的なカイパーベルト天体は青でプロットされています。散乱円盤は図をはるかに超えて右側に広がっており、平均距離が 500 au を超える (セドナ)、遠日点が 1,000 au を超える ( (87269) 2000 OO 67 ) 既知の天体があります。

エッジワース・カイパーベルトには、太陽からの平均距離が30から約55 auで、通常、黄道からの傾斜が小さい円に近い軌道をとる天体が含まれます。エッジワース・カイパーベルト天体は、さらに、海王星と軌道共鳴している共鳴太陽系外縁天体と、そのような共鳴を持たず、海王星に乱されずにほぼ円軌道を回る「キューベワノ」とも呼ばれる古典的カイパーベルト天体に分類されます。共鳴サブグループは多数あり、最大のものはツーティノ（ 1:2共鳴）とプルティノ（2:3共鳴）で、最も有名なメンバーである冥王星にちなんで名付けられています。古典的エッジワース・カイパーベルトのメンバーには、15760アルビオン、クワオアー、マケマケが含まれます。

カイパーベルト天体の別のサブクラスは、いわゆる散乱天体 (SO) です。これらは非共鳴天体で、海王星に十分近づくと軌道が時々変化し (1,000 万年で少なくとも 1.5​​ AU の軌道長半径の変化を引き起こすなど)、重力散乱を受けています。散乱天体は、地球に近く、近日点が約 20 AU のものもあるため、同じ大きさの他の海王星外縁天体よりも検出が容易です。gバンドの 絶対等級が 9 未満のものがいくつか知られており、これは推定直径が 100 km 以上であることを意味します。rバンドの絶対等級 12 (直径約 18 km に対応)より大きい散乱天体は 240,000 から 830,000 個あると推定されています。散乱物体は、周期が20年未満の木星族彗星（JFC）の起源であると考えられています。 ^{[11] [12] [13]}

散乱円盤には、太陽から遠く離れた、非常に偏心した傾斜軌道を持つ天体が含まれています。これらの軌道は非共鳴で、惑星軌道を横切ることはありません。典型的な例は、最も質量の大きい既知の TNO、エリスです。海王星に対するティセランパラメータ（T _N ）に基づいて、散乱円盤内の天体は、T _{N が}3未満の「典型的な」散乱円盤天体（SDO、散乱近距離）と、 T _{Nが3を超える}分離天体（ESDO、散乱拡張）にさらに分類できます。さらに、分離天体は時間平均離心率が0.2を超えています^[14]。セドノイドは、分離天体のさらに極端なサブグループであり、近日点が非常に遠いため、その軌道は巨大惑星からの摂動によって説明できないことが確認されています。 ^{[15]また、}銀河の潮汐との相互作用によっても説明できません。^[16]ただし、通過する恒星が軌道上を移動した可能性があります。^[17]

最大の太陽系外天体を除くすべての見かけの等級（> 20）を考慮すると、物理的な研究は以下に限られます。

• 最大の物体の熱放射（サイズの決定を参照）
• 色指数、すなわち異なるフィルターを使用した見かけの等級の比較
• スペクトル、可視光線、赤外線の分析

色とスペクトルを研究することで、天体の起源や、カイパーベルト起源と疑われるケンタウルス族や巨大惑星の衛星（トリトン、フェーベ）など他の種類の天体との潜在的な相関関係についての洞察が得られる。しかし、スペクトルは表面組成の複数のモデルに当てはまり、未知の粒子サイズに依存するため、解釈は通常曖昧である。さらに重要なのは、小天体の光学表面が強力な放射線、太陽風、微小隕石によって変化すること。その結果、薄い光学表面層は下にあるレゴリスとはまったく異なる可能性があり、天体の全体的な組成を代表するものではない可能性がある。

小型TNOは、岩石と氷の低密度混合物で、そのスペクトルにはソリンなどの有機（炭素含有）表面物質が含まれていると考えられています。一方、ハウメアの高密度（2.6～3.3 g/cm ^{3 ）}は、非氷含有量が非常に高いことを示唆しています（冥王星の密度：1.86 g/cm ³と比較）。一部の小型TNOの構成は、彗星のものと似ている可能性があります。実際、一部のケンタウルス族は太陽に近づくと季節変化を起こし、境界が曖昧になります（2060 カイロンと7968 エルスト・ピサロを参照）。しかし、ケンタウルス族とTNOの個体数の比較は依然として議論の的となっています。^[18]

色指数は、青 (B)、可視 (V)、つまり緑黄、赤 (R) のフィルターを通して見た物体の見かけの等級の差を単純に測定したものである。この図は、最も大きな物体を除くすべての物体の既知の色指数を示している (わずかに強調された色で表示)。 ^[19] 参考までに、2つの衛星トリトンとフェーベ、ケンタウロス族のフォロス、および惑星火星がプロットされている(黄色のラベル、サイズは実寸ではない)。色と軌道特性の相関関係が研究され、さまざまな力学クラスの異なる起源の理論が確認されている。

• 古典的なカイパーベルト天体（キュベワノ）は、2つの異なる色の集団で構成されているようです。いわゆる冷たい（傾斜 < 5°）集団は赤色のみを表示し、いわゆる熱い（傾斜が高い）集団は青から非常に赤いまでの全範囲の色を表示します。^[20] Deep Ecliptic Surveyのデータに基づく最近の分析では、傾斜の低い（コアと呼ばれる）天体と傾斜の高い（ハローと呼ばれる）天体の間の色の違いが確認されています。コア天体の赤い色と、その摂動されていない軌道を合わせると、これらの天体はベルトの元の集団の名残である可能性があります。^[21]
• 散乱した円盤状の天体は、共通の起源を示す古典的な高温天体と色の類似性を示しています。

比較的暗い天体やその全体が赤みがかっているのに対し（V−I = 0.3–0.6）、より大きな天体はより中性的な色をしていることが多い（赤外線指数V−I < 0.2）。この違いから、最も大きな天体の表面は氷で覆われており、その下にあるより赤く暗い領域が隠れているのではないかと考えられる。^[22]

TNOsには、ケンタウルス族と同様に、青灰色（中性）から非常に赤いものまで幅広い色があるが、灰色ケンタウルス族と赤色ケンタウルス族に二峰性でグループ化されているケンタウルス族とは異な​​り、TNOsの分布は均一であるように見える。^[18]広範囲のスペクトルは、可視光線の赤と近赤外線の反射率が異なっている。中性天体は平坦なスペクトルを示し、可視光線と同じくらい赤と赤外線を反射する。 ^[24]非常に赤い天体は急勾配を示し、赤と赤外線をより多く反射する。最近の分類の試み（ケンタウルス族で一般的）では、BB（青、または中性色、平均B−V = 0.70、V−R = 0.39、例：オルクス）からRR（非常に赤い、B−V = 1.08、V−R = 0.71、例：セドナ）までの合計4つのクラスを使用し、 BRとIRを中間クラスとして使用している。 BR (中間青赤) と IR (中程度の赤) は、主に赤外線バンド I、J、Hで異なります。

表面の典型的なモデルには、強い放射線によって生成される水氷、非晶質炭素、ケイ酸塩、およびソリンと呼ばれる有機高分子が含まれます。赤化の傾斜を適合させるために、4 つの主要なソリンが使用されます。

• _{タイタンソリンは、90%のN2}（窒素）と10%のCH4（メタン）_の混合物から生成されると考えられています。
• トリトン・ソリン、上記と同様だがメタン含有量が非常に低い（0.1％）
• (エタン) アイスソリンIは、86%のH ₂ Oと14%のC ₂ H ₆ (エタン)の混合物から生成されると考えられています。
• （メタノール）アイスソリンII、80％H ₂ O、16％CH ₃ OH（メタノール）、3％CO ₂

BBとRRの2つの極端なクラスの例として、以下の構成が提案されている。

• セドナ（RR 非常に赤い）の場合：トリトン ソリン 24%、炭素 7%、N ₂ 10% 、メタノール 26%、メタン 33%
• オルクス（BB、灰色/青）の場合：85％アモルファスカーボン、+4％タイタンソリン、11％H ₂ O氷

特徴としては、大きな（明るい）物体は典型的には傾斜した軌道上にあるのに対し、不変面は主に小さくて暗い物体を再編成する。^[22]

TNO の直径を推定するのは困難です。非常に大きく、軌道要素が非常によくわかっている天体 (冥王星など) の場合、直径は恒星の掩蔽によって正確に測定できます。その他の大きな TNO の場合、直径は熱測定によって推定できます。天体を照らす光の強度は既知であり (太陽からの距離から)、その表面の大部分は熱平衡状態にあると想定されます (通常、空気のない天体の場合、これは悪い想定ではありません)。アルベドがわかっている場合は、表面温度、およびそれに応じた熱放射の強度を推定できます。さらに、天体のサイズがわかっている場合は、地球に到達する可視光と放出される熱放射の両方の量を予測できます。単純化するために、太陽はほぼすべてのエネルギーを可視光とその近くの周波数で放出しますが、TNO の低温では、熱放射はまったく異なる波長 (遠赤外線) で放出されます。

したがって、2 つの未知数 (アルベドとサイズ) があり、これらは 2 つの独立した測定 (反射光の量と放出される赤外線熱放射) によって決定できます。TNO は太陽から非常に遠いため非常に低温で、波長が約 60マイクロメートルの黒体放射を生成します。この波長の光は地球の表面では観測できず、スピッツァー宇宙望遠鏡などを使用して宇宙からのみ観測できます。地上観測では、天文学者は遠赤外線で黒体放射の尾を観測します。この遠赤外線は非常に暗いため、熱法は最大の KBO にのみ適用できます。ほとんどの (小さな) 物体の場合、直径はアルベドを仮定して推定されます。ただし、見つかったアルベドは 0.50 から 0.05 の範囲であり、等級1.0 の物体の場合、サイズの範囲は 1,200～3,700 km になります。^[25]

これまで海王星外縁天体を主なターゲットとした唯一のミッションは、NASAのニューホライズンズで、2006年1月に打ち上げられ、2015年7月に冥王星系を通過し^[33]、2019年1月に486958アロコスを通過した。 ^[34]

2011年には、設計研究により、クワオアー、セドナ、マケマケ、ハウメア、エリスの探査機による調査が行われた。^[35]

2019年にTNOsに対して行われたミッションの1つには、軌道捕捉と複数ターゲットのシナリオの設計が含まれていました。^{[36] [37]}

設計研究論文で研究されたTNOには、2002 UX 25、1998 WW 31、Lempoなどがある。^[37]

海王星の外側には、地球質量未満（地球近傍）から褐色矮星までの範囲の惑星が存在するとしばしば仮定されてきた^{[38] [39] 。}カイパーベルトやオールトの雲の観測された特徴や推測される特徴を説明するために、さまざまな理論的理由からである。最近、ニューホライズンズ宇宙船の測距データを使用して、そのような仮説上の天体の位置を制限することが提案された。^[40]

NASAは21世紀に専用の恒星間前駆探査機の実現に向けて取り組んでおり、これは意図的に恒星間物質に到達するように設計されており、その一環としてセドナのような天体のフライバイも検討されている。^[41]全体的にこのタイプの宇宙船の研究では2020年代の打ち上げが提案されており、既存の技術を使用してボイジャーよりも少し速く進むことを目指している。^[41] 2018年の恒星間前駆探査機の設計研究の1つには、2030年代の小惑星50000クワオアへの訪問が含まれていた。^[42]

太陽系外縁天体の中でも、近日点距離が短い天体として分類されるものが3つある。90377 セドナ、2012 VP 113、541132 レレアクーホヌアである。これらは近日点距離が70 auを超える遠方にある孤立天体である。近日点距離が高いため、海王星からの重力による大きな摂動を受けない距離にある。セドナの近日点距離が高いことのこれまでの説明には、遠方の軌道にある未知の惑星との接近遭遇や、太陽系の近くを通過したランダムな恒星または太陽誕生星団のメンバーとの遠方遭遇などがある。^{[43] [44] [45]}

• 準惑星
• メソプラネット
• ネメシス（仮想の星）
• プラネットナイン
• セドノイド
• 太陽系の小天体
• フィクションにおける太陽系外惑星
• トリトン
• テュケー（仮想惑星）

ウィキメディア・コモンズには、太陽系外縁天体に関連するメディアがあります。

• アリゾナ大学、9つの惑星
• デイヴィッド・ジューイットのカイパーベルトサイト
  • 大きなKBOページ
• ジョンストンアーカイブからの直径の推定値のリストと元の論文への参照