微型柯伊伯帶天體，可能仲記得太陽系最初點樣形成

海王星以外、柯伊伯帶一帶最細小嘅天體，可能唔係大天體不斷相撞後留下嘅「碎屑」。哈勃太空望遠鏡同詹姆斯・韋伯太空望遠鏡嘅聯合深度巡天發現：極微弱海王星外天體（TNO）嘅數目比預期少，而佢哋嘅顏色又同所屬族群入面較大嘅天體相似。兩項線索合埋睇，顯示呢批小世界或許仍然保存住太陽系早期外圍原行星盤形成微行星嘅痕跡。112

韋伯喺細小天空範圍內搵到 27 個新天體

韋伯嘅近紅外相機（NIRCam）喺約 0.05 平方度天空範圍，探測到 27 個此前未被發現嘅微弱 TNO。佢哋估計直徑都細過約 40 公里，當中有一個約 10 公里。哈勃再用可見光成功重測其中 13 個，令研究人員可以將可見光到近紅外線嘅資料結合分析。112

研究團隊量得微弱端光度函數斜率約為 0.29。簡單講，天體愈暗、通常亦代表愈細，數目確實會增加；但增加得比根據較大天體族群直接推算出嚟嘅情況慢。即係話，今次深度樣本見到嘅小型 TNO，比多個行星形成同柯伊伯帶演化模型預測嘅少。12

點解「細天體偏少」會影響理論？

如果柯伊伯帶長期有猛烈而持續嘅碰撞級聯——大天體撞碎成小塊，小塊再互撞——理論上應該會產生大量細小碎片。今次見到嘅淺斜率，未足以單憑一項量度鎖定原因，但至少令「小型 TNO 主要係大天體磨碎後嘅殘餘物」呢個最簡單圖像站唔穩。12

可能性包括：

• 碰撞侵蝕嘅效率比預期低，或者活躍時間較短；
• 現時可探測到嘅最小 TNO，未必主要由碰撞碎裂產生；
• 佢哋嘅數量分布，可能保留咗太陽系早期固體物質聚成微行星時留下嘅原始特徵。12

換言之，研究焦點唔可以只放喺後期碰撞，仲要回到起點：早期原行星盤究竟點樣將塵埃同冰粒組裝成微行星。任何成功模型除咗要解釋外太陽系天體軌道，亦要解釋點解今次深度樣本入面，最細一批天體會顯得咁稀少。

「冷」同「熱」族群，細天體尺寸分布竟然相近

TNO 常按軌道特徵分成不同動力學族群。「冷」族群通常喺較穩定、低傾角及近圓形軌道運行；「熱」族群嘅軌道則較受擾動，可能經歷過太陽系後期行星遷移或散射。

兩者演化歷史唔同，但調查發現，佢哋嘅小天體尺寸分布卻相近。若果兩群天體本來喺截然不同環境形成，之後又經過非常不同嘅碰撞歷史，呢個結果並唔直觀。一個解釋係：早期原行星盤唔同區域形成微行星時，已經產生大致相似嘅小天體尺寸譜。112

顏色未被「洗底」：小天體表面可能保存得比想像中好

哈勃重測 13 個目標後，團隊可以比較佢哋嘅可見光同近紅外線顏色。結果唔係見到一套混雜、或明顯被撞擊改造過嘅顏色；相反，呢批小 TNO 跟隨咗較大天體已知、並隨族群而異嘅顏色關係。113

呢個結果可以同時符合兩個並不互相排斥嘅解釋：能夠全面翻新天體表面嘅撞擊，可能比預期少；又或者即使有撞擊，亦未必能夠有效抹走造成其顏色特徵嘅表面物質。113

尤其對曾被重力散射嘅天體而言，含意相當重要。行星嘅重力作用可以大幅改變一個天體嘅軌道，但觀察到嘅顏色關係顯示，搬遷咗軌道，未必等於抹走其表面成分記錄。穩定運行同動力學上受擾動嘅 TNO，都可能仍然帶住各自出生環境嘅線索。113

兩位博士研究員分工解開兩條線索

兩篇互相配合嘅分析由兩位博士研究員主導。北亞利桑那大學嘅 Anastasia N. Morgan，主力結合韋伯及哈勃影像，研究小型 TNO 由可見光至近紅外線嘅顏色與表面特徵；維多利亞大學嘅 Marielle R. Eduardo，則主導光度函數分析，量度微弱天體嘅數目分布及其偏淺斜率。1213

兩部望遠鏡嘅互補性正正係關鍵：韋伯將搜尋推進到極暗嘅紅外線目標，哈勃則為部分同一批天體提供可見光資料。112

今次研究仲未能落最終結論

今次係破紀錄深度嘅巡天，但唔係外太陽系嘅完整普查。結論受限於只得 27 個韋伯發現目標、13 個可見光重測目標，同埋約 0.05 平方度嘅小觀測範圍。偵測與重測嘅選樣效應、較短嘅軌道觀測時段，以及將亮度換算成直徑時要假設反照率，都令結果未能過度延伸解讀。112

因此，研究暫時未能定出適用於全太陽系嘅最終尺寸分布，亦未能在所有微行星形成機制之中唯一鎖定一個答案。文中所講約 10 至 40 公里嘅尺度，亦只係龐大 TNO 族群嘅其中一段。112

外太陽系嘅「化石紀錄」開始可以直接讀取

最大意義在於：過去主要靠外推估計嘅微小天體，而家開始成為直接觀測到嘅證據。佢哋嘅數量、軌道與顏色放埋一齊，可限制早期外圍原行星盤如何形成微行星，以及後來碰撞同巨行星遷移究竟改寫咗幾多原始訊息。112

日後如果更大規模嘅聯合巡天，喺柯伊伯帶更多區域都見到同樣偏淺嘅小天體分布，以及獲保存嘅顏色關係，呢啲微型 TNO 可能會成為太陽系最早期歷史特別耐用嘅實物化石。112