耶穌誕生像中的光的餘輝毫無疑問是一顆彗星，並很有可能是哈雷彗星。
如果你有機會前往意大利城市帕多瓦，一定要參觀一下斯科洛文尼教堂（Scrovegni Chapel）。這個從14世紀早期完好保存到現在的瑰寶裡，收藏了由文藝復興早期的藝術家喬托（Giotto）所畫的一組宏偉壁畫。在那裡，有我最喜歡的、也是我所有物理學同事都珍愛的一幅壁畫，那就是《博士來拜》（The Adoration of the Magi，見圖7-1）。這幅畫描繪了一顆耀眼的彗星掠過耶穌誕生時的場景。也許，正如藝術史學家羅伯特·奧爾森（Roberta Olson）所說，彗星取代的是大衛王之星（Star of David）這個人們更為熟悉的構圖元素。而就在這幅畫完成的幾年之前，人們就曾目睹了這個異常明亮的壯麗天體。獨立於寓言的意圖之外，耶穌誕生像中的光的餘輝毫無疑問是一顆彗星，並很有可能是哈雷彗星，在地球上那一塊區域的任何人都應該會看到。1301年9月和10月，巨大的彗尾擴散在天空中很大的範圍內，形成一幅壯觀的景象，尤其是在那樣一個還沒有電燈的時代。
圖7-1
喬托繪製的《博士來拜》，耶穌誕生像之上有一顆彗星。
我想，在14世紀早期，意大利人向天空凝視並欣賞到的天體奇觀，也同樣讓今天的我們驚歎。古希臘和古代中國文明的證據表明，至少在意大利人開始觀測的兩千年前，人們就已經在觀測和欣賞彗星了。亞里士多德甚至試圖探究彗星的本質，並將其解釋為上層大氣中的一種現象，乾燥、炎熱的物質會在那裡燃燒。
自古希臘時代以來，我們對彗星的研究已經取得了很大進展。基於數學模型和更好的觀測數據，最新研究告訴我們，彗星是冷的，沒有任何東西在燃燒。一旦足夠接近太陽，它們所包含的揮發性物質將很容易轉化為蒸氣或者液態水。
在前文，我們已經探索了來自太陽系的小行星及其本質，接下來讓我們轉向彗星。彗星源於被稱為散盤（scattered disk）的遙遠區域，跨越了柯伊伯帶和位於太陽系外部區域的奧爾特雲。彗星也存在於其他恆星系，但這裡我們的重點將放在那些我們瞭解最多、源於太陽系的彗星。
長髮彗星的內核
儘管我們現在知道，彗星來自遙遠的太空區域，只有極少數彗星能夠沿著接近地球的軌道運動，然而第谷·布拉赫（Tycho Brache）早在16世紀就得出結論：彗星位於地球大氣層以外。這是早期科學理解上的一個重要里程碑。第谷整合了不同地方觀察者的觀測結果，得到了1577年大彗星的視差，從而確定了彗星到地球的距離至少是月地距離的4倍。實際距離肯定是被低估了，但在當時對於彗星的研究來說這是一個巨大的飛躍。
當牛頓意識到彗星沿著傾斜軌道運動時，他得到了另外一個重要的推論。用他的引力平方反比定律，也就是說對於距離兩倍遠的天體，引力的強度變為原來的1/4，牛頓證明了天空中的物體必須遵循橢圓、拋物線或雙曲線軌道。當牛頓用一個拋物線擬合1680年大彗星的路徑點時，拋物線完美地把所有觀測數據點都連接了起來。這表明，人們一直看到並且相信是不同種類的物體，實際上沿著一個單一軌道運動，是同一個物體的足跡。儘管彗星的軌跡實際上是一個拉長的橢圓，但路徑的形狀與拋物線非常接近，因此牛頓對於單一運動物體的推論仍然正確。
在早期時候，被發現的第一批彗星以出現年份被命名。但到了20世紀初，命名的慣例有所改變，改為以預言軌道的人的名字命名。例如，德國天文學家約翰·恩克（Johann F.Encke）、業餘天文學家威廉·馮·比拉（Wilhelm von Biela），兩位都有以其名字命名的彗星。
雖然早在20世紀之前就被辨認出來，哈雷彗星也是以對其軌道有著最好理解、預言了其回歸的人的名字命名的。1705年，運用牛頓定律並考慮了木星和土星的擾動，作為牛頓的朋友以及出版商，埃德蒙·哈雷預測，一顆已經在1378年、1456年、1531年、1607年、1682年出現過的彗星，會在1758—1759年之間再次出現。哈雷第一個提出了彗星的週期運動，而且他是正確的。三位法國數學家做了更加精確的計算，預測的日期精確到了1759年的一個月內。今天我們可以做類似的計算：到2061年，人類才能再次一睹哈雷彗星的歸來之貌。
到20世紀後期，彗星的命名慣例再次改變：以發現者的名字命名。然而，當彗星的發現成為基於先進觀測工具的集體努力時，彗星就以觀測儀器的名字來命名。目前被發現的彗星大約有5 000顆，但對彗星總數的合理估計認為，它至少是這個數目的1 000倍，真實的數目也可能會更多，或許高達一萬億。
瞭解彗星的性質和成分需要對物質的狀態有所瞭解。物質的相態包括固體、液體和氣體，對於水而言就是冰、水和水蒸汽。每一個相態下，原子的排列方式不同。固體冰的結構最有規律，而氣態水蒸氣最隨機。當相變發生，液體轉換成氣體（當水沸騰時），或固體轉變成液體（當冰塊融化時），物質成分並不會發生改變，因為所有的原子和分子都沒有發生變化。但這種物質的性質變得非常不同。物質的形態取決於它的溫度和成分。對於任何特定的物體，溫度和成分決定了它的沸點和熔點。
聽說最近有人試圖利用物質的不同狀態，把一瓶水帶過機場的安全檢查，我覺得非常有趣。他把水凍成冰，並認為他瓶子裡的固態冰沒有違抗任何液體禁令。不過，交通安全管理局的人並不這麼認為。如果那位管理局的人學過物理學，他可能會說服這位乘客，只有那些在標準溫度和壓力下呈固態的物質是允許的。然而，我敢肯定他不會這麼說[16]。
熔點和沸點是所有結構的關鍵，因為它們確定了材料所處的狀態。一些元素，例如氫和氦，具有極低的沸點和熔點。例如，氦在絕對零度以上4度就變成液體。行星科學家稱不論物質實際處於什麼狀態，熔點低於100開爾文的這些元素為氣體。而那些具有低熔點，但並非如氣體熔點那樣低的物質，再一次被行星科學家稱為冰。當然物質是否真的是冰也同樣取決於實際的溫度。這就是為什麼木星和土星被稱為氣態巨行星，而天王星和海王星有時被稱為冰態巨行星。在這兩種情況中，它們的內部實際上都是熱的、稠密的流體。
氣體（在行星科學家所使用的意義上）是揮發物的一種，是具有低沸點的元素和化合物，例如氮、氫、二氧化碳、氨、甲烷、二氧化硫和水，這些物質可能存在於行星裡或者大氣裡。具有低熔點的材料將更容易變成氣體。你也許見過由冷液氮製成的冰激凌（不少餐廳和快餐車上都會賣這種冰激凌，不過我不大喜歡它們的口味）。如果你看到過任何這種例子，你會注意到，氮原子在常溫下是如何很容易地以氣體狀態逃逸。
月球含有很少的低揮發性物質，主要是由硅酸鹽組成，還有少量氫、氮或碳。彗星含有豐富的揮發物，從而形成了明顯的尾巴。彗星起源於遠遠超出木星軌道的太陽系外部區域。那裡，水和甲烷仍然處於寒冷和冰凍狀態。在這些遠離太陽的非常寒冷的區域，冰不能轉變為氣態，冰依然是冰。只有當彗星經過內太陽系時，它們接收到更多太陽熱量時，彗星裡揮發性的物質蒸發，和灰塵一起，在彗核的周圍形成一個被叫作彗發（coma）的大氣。這一圈大氣比彗核大很多，跨越數千甚至數百萬公里，有時甚至會增長到太陽的大小。較大尺寸的塵埃顆粒會留在彗發中，而較輕的塵埃則被太陽的輻射和帶電粒子的輻射推送至彗星尾部。彗星包括彗發、它圍繞著的彗核以及吹散的尾巴。
流星雨是由彗星在其身後留下的固態碎片形成的，它也是彗星的壯觀證據。在一顆彗星穿越過地球軌道之後，一些被拋出的物質會出現地球的軌道上。然後地球會定期經過這些碎片，從而創造出非常壯觀的週期性流星雨。斯威夫特-塔特爾（Swift-Tuttle）彗星的碎片是英仙座流星雨的起源，發生在每年8月初。我曾無意間在美國阿斯彭某個晴朗的夜空看到過，阿斯彭有一個經常舉辦暑期研討班的物理中心。另一個例子是獵戶座流星雨，發生在每年10月，是由哈雷彗星散落的碎片產生的。
流星雨
在一顆彗星穿越過地球軌道之後，一些被拋出的物質會出現地球的軌道上。然後，地球會定期經過這些碎片，從而創造出非常壯觀的週期性流星雨。
彗星是我們可以用肉眼看到的最壯觀的天文現象之一。大部分彗星都是非常暗的，但那些諸如哈雷彗星一樣不用望遠鏡都可以看到的明亮彗星，也許會時不時地（比如10年內）經過地球附近。彗星圍繞太陽運動，它的明亮離子尾巴和分離的塵埃尾巴通常會指向不同的方向。這些明亮的塵埃和氣體的痕跡是彗星名字的由來，這個源自希臘的詞語意思為“留著長頭髮”。塵埃彗尾一般遵循彗星的路徑，而離子彗尾指向遠離太陽的方向。當太陽的紫外輻射撞擊彗發的時候形成離子彗尾，將電子從一些原子中撕離。這些電離粒子在所謂的磁層中會形成磁場。
太陽風在彗星的這種外觀中起著重要作用。太陽輻射會產生光子，讓地球上的我們感受到熱和光。而太陽發出的帶電粒子，也就是電子和質子，構成了太陽風。20世紀50年代，德國科學家路德維希·比爾曼（Ludwig Biermann）以及另一名獨立進行研究的德國人保羅·阿納特（Paul Ahnert），進行了仔細觀測，發現一個彗星的明亮離子彗尾始終指向遠離太陽的方向。比爾曼當時就提出，是太陽產生的粒子“推動”了彗尾，使其指向那個方向。用比喻來說，是太陽風把離子彗尾“吹”到了那裡。通過對這個過程的研究，科學家們學到了有關彗星和太陽兩者的知識，並讓我對這個神秘名字的由來豁然開朗。
彗尾能夠擴展數千萬公里。彗核的大小當然要小得多，但和典型的小行星相比較還是相當大的。彗核沒有足夠的引力使它們變成圓形，因此其形狀很不規則，整體的尺寸從幾百米到幾十公里不等。這有可能是觀察偏差，因為更大的更容易被發現，但是應用足夠靈敏的設備尋找更小彗星的搜尋工作，到目前為止還是沒有什麼進展。
就可見度而言，彗星有彗發和彗尾是一件很好的事情。因為彗核的反射率非常低，這使得它極難被看到。觀看那些不發光的物體（比如你和我）最常用的方法就是通過反射光。舉一個著名的例子，哈雷彗星核的反射率大約只有1/25，這和瀝青或木炭的反射率差不多，而後兩者十分暗淡。其實彗核反射得更少。事實上彗星表面似乎是太陽系中最暗的[17]。易揮發、較輕的化合物在太陽的熱量消失之後，留下的是顏色更深、更大的有機化合物。這個暗的物質吸收光線，從而加熱冰狀物，揮發出去的氣體就形成了彗尾。木炭和彗星之間反射率的相似並非巧合，因為焦油瀝青也是由石油中大的有機分子構成的。現在，想像在天空中數十億公里遠的地方有一大塊瀝青。如果不付出大量努力把它們搜尋出來，那麼這些很暗的天體無疑將會默默無聞地消失掉。
彗星在太陽系外部區域的時候，很暗並且是冰凍的，光學輻射是極其微弱的。在彗星接近太陽之前，觀察它們的唯一方法是通過它們發出的紅外光。當它們進入內太陽系時，彗發和彗尾形成，使得彗星較為容易被看到。灰塵會反射陽光，離子會使氣體發光，從而產生我們更容易觀察到的亮光。即便如此，大多數彗星都只有用望遠鏡才能看到。
和彗星本身相比，彗星的具體化學成分更難被觀測出來。地球上發現的隕石給我們提供了一些線索，這些隕石會運送彗星上的一些實體物質到地球上。科學家們也已經注意到彗星有各種顏色，並且觀察了它們的一些譜線。利用這些稀有線索，科學家們得到的結論是：彗核由水冰、灰塵、卵石狀岩石和包括二氧化碳、一氧化碳、甲烷和氨的冷凍氣體組成。彗核表面看起來是岩石狀的，而冰藏在地表以下一點的地方。
雖然牛頓那個時代的天文觀測條件很有限，他還是在17世紀就非常準確地解釋了彗星。雖然牛頓誤認為彗星是緊湊、堅實的固體，但他認識到彗星的尾巴是已經被太陽加熱的稀薄蒸汽流。在認識彗星的成分方面，哲學家伊曼努爾·康德在1755年做了一項更好的工作。他推測，彗星的彗尾是由易揮發性物質蒸發而形成的。在20世紀50年代，哈佛大學天文系的弗雷德·惠普爾（Fred Whipple）曾發現過6顆彗星，辨認出彗星中的主要成分為冰，而灰塵和岩石是次要的組成成分，從而產生了“髒雪球”模型（dirty snowball），他也因此而出名。雖然到目前為止，我們並不完全清楚彗星的組成，但我們的認識不斷在更新。
對於彗星而言，一個更加讓人感興趣的特點是，它包含有機化合物，例如甲醇、氰化氫、甲醛、乙醇和乙烷，以及長鏈碳氫化合物和氨基酸（氨基酸是生命的前身）。甚至地球上隕石中被發現含有的DNA和RNA成分，據推測也可能來自小行星或者彗星。那些攜帶水和氨基酸並且定期撞擊地球的天體，值得我們關注。
彗星迷人的結構和與生命的可能關聯，使其成為許多太空任務的目標。第一個研究彗星的空間探測器飛過慧尾以及彗核的表面，收集並分析了灰塵顆粒，也拍了照片，但是距離太遠且分辨率不夠高，因此不能提供很詳細的信息。1985年，美國國家航空航天局的國際彗星探險者任務在得到歐洲的一些資助之後重新定向，成為第一個接近彗尾的空間探測器，不過是在距離3 000公里的地方。不久之後，由俄羅斯發射的兩次維加（Vega）太空飛行任務、日本的彗星號（Suisei）探測器任務，以及歐洲的喬托號（正是以《博士來拜》的作者喬托之名命名）宇宙飛船共同組成的哈雷艦隊（Halley Armada），試圖更好地研究彗核和彗發。值得注意的是，喬托超越了所有其他任務，該飛船接近了哈雷彗星的核心，距離不到600公里。
更近的一些試圖直接探索彗星及其構成的任務，結果也很好。2004年初，星塵號（Stardust）空間探測器收集並分析了來自懷爾德2號彗星的彗發塵埃顆粒，並於2006年把樣本送回地球進行研究。樣本顯示，彗星並非主要由星際間普通物質組成，這和對形成於遙遠奧爾特雲的物體的預期不同。彗星主要由來自太陽系內被加熱的物質組成。科學家發現彗星含有鐵和硫化銅，而如果沒有液態水，這些是無法形成的。這意味著，彗星的溫度最初比較溫暖，也即形成於接近太陽的地方。這一結果進一步表明，彗星和小行星的成分並非總是像科學家原本預想的那樣不同。
Deep Imapct [18]不僅是一部電影的名字，也是一個太空探測器的名字。在2005年它發送了一個撞擊器，希望進入到坦普爾1號彗星的內部。此探測器的設計目的就是研究彗星的內部，並拍攝撞擊坑，雖然撞擊產生的塵埃雲使圖像有一些模糊。探測器發現了結晶物質，而結晶物質需要在比彗星目前的溫度更極端的溫度下才能形成。這表明，要麼這些物質是從內太陽系區域進入彗星的，要麼是因為彗星最初形成的區域離它現在所處位置很遙遠。
最近的彗星探測更加令人興奮。歐洲航天局有一個非常出色的進展。他們於2004年發射了名為羅塞塔的探測器。這個飛船圍繞67P/丘留莫夫-格拉西緬科彗星運行。隨後他們又將一個名為“菲萊”（Philae）的直接探測器降落在此彗星表面，目的是近距離研究彗核的組成和內部區域。2014年11月，菲萊號發生了“大事件”：它的確著陸了，但並不如計劃般順利，而是在反彈了幾次之後，降落到了一個不太穩定的位置。這一事件，毫無疑問是緊張刺激的，但已經完成了相當一部分科學目標。雖然打鑽任務沒有成功，對於菲萊號探測器而言，即使降落在了計劃之外的位置，也缺少準備就緒的附著機制，但它還是比以往任何時候都更詳細地研究了彗星的形狀和大氣。
羅塞塔現在圍繞彗星運行，隨著彗星進入內太陽系，探測器將繼續繞轉。這整個任務已經是一個頗為壯觀的成就。考慮到它的發射是在萊特兄弟第一架飛機首飛之後的100年內發生的，因此更加令人印象深刻。
短週期和長週期彗星
即使有了很大的進展，但除了更好地確定了它們的構成成分，有關彗星的許多有趣問題依然沒有得到解答。所以天文學家想更深入瞭解彗星的軌道以及彗星形成的方式。我們並不指望得到一個統一的解釋，因為證據表明彗星的種類區別很大。根據繞太陽一周所需要的旅行時間，彗星分為短週期和長週期兩種類型。區分短週期和長週期的分界線被定為200年，但總的說來週期從幾年到幾百萬年不等。
彗星起源於海王星之外，而這些海外天體（指位於海王星軌道之外的天體）的聚集地位於距離太陽不等的不同軌道帶上。其中靠裡的區域產生了短週期彗星，即柯伊伯帶和散盤；靠外的區域是假設的奧爾特雲，產生長週期彗星。天體物理學家提出還有一個額外區域，這個區域位於散盤和奧爾特雲之間，即分離天體（detached objects，但在這裡我們不會著重討論它）。
在很大程度上，對彗星起源的內部區域和外部區域的分類，與彗星的軌道週期有些重疊。我們最常看到的彗星是短週期彗星，如哈雷彗星。它們在一定的週期內回歸，並常被人看到。短週期彗星來自靠近地球的區域，而長週期彗星主要是從遙遠的地方到達地球。我們偶爾也會看到長週期彗星，但只有當它們進入內太陽系的時候才會被看到，這可能是由遙遠的奧爾特雲受到擾動而引起的。太陽的引力對這些彗星的束縛力很弱。因此，即使是小的擾動也能夠使物體偏離它們的軌道，向內並朝太陽飛來。甚至是類似哈雷的短週期彗星，也有可能最初是從一個更遙遠的長週期軌道被踢出，成為內太陽系中的一個運行週期較短的彗星。
短週期彗星可分為兩個子類：軌道週期大於20年的哈雷族彗星，以及軌道週期較短的木星族彗星。在短週期軌道上可能也有一些小行星或者休眠彗星或者死彗星，但極少有小行星的軌道週期大於20年。長週期彗星的軌道橢率更大，意味著與短週期相比，它們的軌道被拉得更長。這是有道理的，因為彗星只有在太陽附近的時候才能被我們看到。儘管短週期彗星在相對靠近太陽附近的區域繞轉，而那些既能被看到又有很長週期的彗星就應該有如下軌道：軌道向內延伸靠近太陽，但之後又遠遠向外延伸，形成很長的路徑，從而旅行一圈需要很長的時間。長週期彗星的軌道似乎也更接近黃道面（黃道面是行星運動的平面），並且都在朝同一個大方向繞行。
一旦進入內太陽系，這些物體的命運將取決於可能的進一步擾動。木星是已知的相對最大的本地微擾源，因為它的質量是所有其他行星總質量的兩倍多。所以內太陽系的新彗星就可能會進入一個新的軌道運行，或者它們只出現一次，之後就會被踢出太陽系或與行星發生碰撞。一個例子是蘇梅克-列維（Shoemaker-Levy）彗星，在1994年，這顆彗星撞毀在木星上的事件非常出名，場面也是非常壯觀。
柯伊伯帶和散盤
現在讓我們考慮這樣的區域，它們包含了冰冷的小太陽系天體。如果這些小天體受到擾動進入內太陽系，就將變成彗星。我們的第一個主題將是柯伊伯帶（見圖7-2）。它本身並不是短週期彗星的儲備地（散盤才是），但是它是散盤的一個重要標誌。
對我來說，柯伊伯帶最有趣的地方是，早在20世紀40年代和50年代它就被預言存在，但直到最近才被發現。1992年，天文學家決定必須修正我們之前對太陽系的理解，以加快對柯伊伯帶的探索。而在當時，很多人都學過有關太陽系的知識，並且認為它們有著堅實的基礎。即使你從來沒有聽說過柯伊伯帶，但你可能熟悉其中的幾個天體，它包括三個矮行星，其中就有以前被認為是行星的冥王星。雖然離柯伊伯帶很遠，海王星的衛星海衛一崔頓（Triton）和土星的衛星菲比（Phoebe）的大小和成分也表明，它們曾經也是在這個區域內形成的，之後被經過的行星拉離。
一個天文單位大約是1.5億公里，是地球和太陽之間的大致距離。柯伊伯帶的位置與太陽的距離比日地距離遠30多倍，大約為30～55天文單位。它含有大量的小行星，其中大部分是位於柯伊伯帶上，也就是距離太陽大約42～48天文單位。在垂直方向上，這個區域延伸在黃道面之外大約10°之內，雖然平均位置僅具有幾度的傾角。其厚度使得它更加像甜甜圈的形狀，而不是帶形。即便如此，它那頗有誤導性的名字還是被保留了下來。
圖7-2
柯伊伯帶，位於海王星之外，包含作為其最大天體的冥王星。散盤位於柯伊伯帶稍微向外，包含質量更重的天體鬩神星。
說柯伊伯帶的名字有誤導性還有另外一個原因。之前對柯伊伯帶性質的猜測有很多並且十分多樣化，因此，到底是誰對這個概念的提出功勞最大，我們並不十分清楚。在20世紀20年代它被發現之後不久，許多天文學家都懷疑冥王星並不孤單。早在1930年，科學家們就引入了各種有關海外天體的假說，但天文學家肯尼斯·埃奇沃斯（Kenneth Edgeworth）在這方面可能最應該受到讚譽。1943年，他認為，在早期太陽系海王星以外區域的物質過於稀疏，無法形成行星，因而會形成一組較小的物體。他繼續推測，有時這些對象的其中一個會進入內太陽系，成為一顆彗星。
科學家們現在所青睞的情形非常類似於埃奇沃斯所提出來的理論。初期太陽的盤凝結成比行星更小的物體，有時也被稱為星子。傑拉德·柯伊伯（Gerard Kuiper，柯伊伯帶因他而得名）在相對較晚的時候，也就是在1951年，提出了他的假設。另外，柯伊伯的答案當時也並不是完全正確。他認為，柯伊伯帶是一個短暫的結構，到今天應該已經消失了，這是因為他認為冥王星要比我們現在所知道的實際大小要大，並因此能夠像其他行星一樣清空它附近的區域。由於冥王星其實比柯伊伯所預期的小很多，所以這個現象並沒有發生。因此，那些位於冥王星所在區域的許多其他天體和柯伊伯帶的確存活下來了。
埃奇沃斯的功勞與柯伊伯一起通過“埃奇沃斯-柯伊伯帶”的命名被認可，但這個名字太長了，人們常用其簡稱。就像“瑞典國家銀行紀念阿爾弗雷德·諾貝爾經濟科學獎”常被稱為“諾貝爾經濟學獎”，因為全稱太複雜了。可能你很少聽到這個天文學術語的全稱，雖然它恰當地承認了埃奇沃斯的貢獻。
根據埃奇沃斯和柯伊伯的建議，科學家意識到，彗星本身能夠給我們提供柯伊伯帶存在的線索。20世紀70年代發現了太多的短週期彗星，無法全部用奧爾特雲（奧爾特雲是很多距離遙遠彗星的儲備庫，我們稍後討論）來解釋。短週期彗星出現在太陽系的平面附近，而不是像奧爾特雲的彗星一樣，圍繞太陽呈球狀分佈。在此結果的基礎上，天文學家胡裡奧·費爾南德斯（Julio Fernandez）認為，彗星可能由位於一個帶狀區域來解釋，這個區域就是我們現在知道的柯伊伯帶所在地。
儘管有所有這些猜測，但發現它還是要求觀測靈敏度達到必要的精度。因為要找到小的、遠的、又不發光的天體非常不易，直到1992年和1993年年初，柯伊伯帶內才首次發現除了冥王星之外的天體。珍妮·劉（Jane Luu）和大衛·朱維特（David Jewitt）開始他們的研究時，朱維特還是麻省理工學院的教授，而珍妮·劉還是個學生。他們在亞利桑那州基特峰國家天文台（KPNO）和智利托洛洛山美洲際天文台（CTIO）進行了探測。在朱維特搬到夏威夷大學之後，他們可以使用學校的一台直徑為2.24米的望遠鏡繼續研究。這個望遠鏡位於休眠火山莫納克亞山（Mauna Kea）的山頂，這裡是一個美麗的景點，有著非常晴朗的天空（如果你來夏威夷的大島上，這裡非常值得遊覽）。在5年的尋找之後，他們發現了兩個柯伊伯帶天體，第一個在1992年夏天發現，另一個在次年年初。從那時起，許多其他類似天體被發現，儘管它們幾乎可以肯定僅僅代表所有存在天體的非常小的一部分。我們現在知道，柯伊伯帶包含千餘“居民”，它們被稱為柯伊伯帶天體（KBOs）。但是計算認為，那裡可能有多達10萬個直徑大於100公里的天體。
儘管冥王星失去了行星的地位，它仍然很特殊，這就是為什麼它早於柯伊伯帶中其他天體被發現。根據我們現在瞭解的其附近物體的質量，冥王星比後來大家所預期的要大。[19]這一個天體似乎佔據柯伊伯帶的總質量的百分之幾，並且極有可能是那裡同類天體中最大的一個。事實上，柯伊伯帶的總質量比較低，這對它起源的研究也是一個有趣線索。儘管估算的質量範圍是地球質量的4%～10%，然而太陽系的形成模型給出的柯伊伯帶的質量大約是地球質量的30倍。如果它的質量一直這麼低，那麼直徑大於100公里的物體就不會加入進去的，這就和冥王星的存在是矛盾的。這告訴我們超過99%的預測的質量，現在都已經不在那裡了。要麼柯伊伯帶天體形成於距離太陽更近的其他的地方，要麼有什麼東西讓大部分質量疏散到其他地方去了。
和冥王星具有相似軌道的許多其他天體被稱為冥族小天體（plutinos），它們位於距離太陽略小於40天文單位的地方，其高度偏心軌道意味著它們的距離隨軌道變化。冥族小天體是共振柯伊伯帶天體，其運行軌道相對於海王星有一個固定的比例。例如冥族小天體，在海王星繞太陽運行三圈的時間裡可以繞太陽運行兩圈。這一固定比例防止天體過於靠近海王星，因此它們能逃脫海王星更強的引力場，否則它們將被踢出該區域。有趣的是，國際天文學聯合會要求冥族小天體要像冥王星一樣，也必須以地獄諸神的名字命名。我們知道至少存在1 000個這樣的天體。不過，鑒於目前人類有限的觀測巡天能力，科學家認為真實存在的應該更多。
然而，柯伊伯帶占主導地位的類群並不包括冥族小天體，而是屬於經典柯伊伯帶天體。通過觀測巡天已經發現很多這樣的天體。Pan-STARRS巡天項目現在所有的時間都用於搜尋太陽系內明顯移動的任何物體，很可能會找到更多。經典柯伊伯帶中的天體具有穩定軌道，不會被海王星擾動——即使沒有共振軌道以使它保持在一個固定遠的距離。這些顏色偏紅的經典天體的相當一部分都有很圓的軌道。第二大種類軌道更偏心並且更傾斜，最大達到約30°，但這類天體數目少得多。這使得柯伊伯帶內剩餘一些相對空曠的不穩定區域，只包含近期才進入的一些天體。
曾經位於柯伊伯帶內的天體，有可能是很多我們觀察到的彗星的前身，或者至少與這些彗星有關。因此，它們的成分基本上和彗星一樣就並不令人驚訝了。它們大部分由冰狀物質構成，包含甲烷、氨和水。物質以冰態而不是氣體存在是由於柯伊伯帶的位置以及由位置導致的低溫（大約50開爾文，這比水的冰點要低200℃）導致的。新視野號探測器將收集到許多有關冥王星和柯伊伯帶的信息。在科學家完成這些數據分析之後，我們就應該能夠知道得更多。
柯伊伯帶內的軌道是穩定的，因此彗星不是源自於那裡。柯伊伯帶的永久居民不會向太陽靠近。相反，短週期彗星是從散盤產生的，散盤是一個相對空曠的包含冰狀的小行星的區域，與柯伊伯帶重疊，但是延伸得更遠，距離太陽一直到100天文單位或者更遠的地方。散盤包含的天體的軌道會受海王星擾動而變得不穩定。散盤天體與柯伊伯帶天體的差別在於，前者天體具有更大的偏心率、更大的位置範圍，以及更大的傾角，最高達到約30°。同時，散盤天體也更不穩定。散盤天體具有中等到高的偏心率，這意味著它們的軌道是拉伸的形狀，而不是圓形。它們的偏心率非常高，即使那些最大軌道非常遠離海王星的天體，當它們的軌道足夠接近海王星時，就會受到其引力場的影響。這就是為什麼海王星的影響有時能將散盤天體發送到內太陽系裡面。在那裡，這些天體被加熱，釋放出氣體和塵埃，從而被識別為彗星。
鬩神星，作為已知的大小與冥王星相當的一個小行星，位於柯伊伯帶之外的散盤中，並且是被人類識別出的第一個散盤天體。
為了找到它，在莫納克亞山上天文學家使用了電荷耦合器件（CCD，數碼相機所用技術的高級版本），以及更好的計算機處理方法。這些技術使得更加遙遠的天體也能夠被觀察到，並促成了鬩神星在1996年被發現。幾年後天文學家又發現三個散盤天體。另外一個散盤天體，毫無詩意地被命名為1995TL8（48639），它是在1995年被發現的，但在之後才被分類為散盤天體的。自那之後又有幾百個散盤天體被發現。它們的總數可能和柯伊伯帶天體數量相當，但因為距離更遠，觀察它們更為困難。
柯伊伯帶天體和散盤天體包含類似的化合物。像其他類海王星天體一樣，散盤天體密度很低，並主要由類似水和甲烷的冰凍易揮發物組成。許多人認為，柯伊伯帶天體和散盤天體產生於同一區域。但由於引力的相互作用，主要是與海王星的作用，將其中一些天體送到柯伊伯帶穩定軌道。還有一些向內進入被稱為半人馬的天體區域。這一區域位於木星和海王星的軌道之間。剩餘的天體則由引力相互作用，發送到散盤的不穩定軌道上去。
幾乎可以肯定的是，柯伊伯帶和散盤的大部分結構取決於靠外行星的引力作用。在某個時刻，木星看來是向內並朝向太陽系的中心漂移，而土星、天王星和海王星則向外移動。木星和土星利用彼此來穩定自己的軌道。木星圍繞太陽的速度正好是土星的兩倍。但是，這兩個行星使天王星和海王星變得不穩定，使它們進入不同的軌道。海王星的軌道偏心率更大，在更遠的地方運行。在到達其最終目的地的途中，海王星可能將很多星子散射到更偏心的軌道，並將其他許多星子散射進入更內部的軌道。後者在內部軌道上可能被木星的影響再次散射或者彈出。這會使柯伊伯帶不到百分之一的天體倖存下來，而大多數已經被散射出去。
一個很有競爭性的提議是，柯伊伯帶首先形成，而散盤中的天體來自柯伊伯帶。在這個提議中，在許多方面與前面一個提議類似，海王星和外部行星將一些物體散射進入偏心和傾斜的軌道，要麼向著內太陽系區域，要麼向外進入太陽系更遠的地方。然後一些從柯伊伯帶向外散射的物體就變成散盤天體。另一些可能成為半人馬天體。這能解決一個謎題，半人馬天體有著不穩定的軌道，並只能在它們的領地停留幾百萬年。但它是如何能存在到今天的呢？柯伊伯帶可能為它們提供了補充。彗星，也同樣只有有限的（但光榮的）生命。太陽的熱量逐漸侵蝕它們，使它們易於揮發的表面不斷蒸發。如果沒有新天體的持續加入，我們周圍的彗星將不復存在。
奧爾特雲
散盤是短週期彗星的儲備庫，而奧爾特雲則是長週期彗星的假定源頭，是一個巨大的球狀分佈的由冰冷微行星構成的“雲”，也許包含一萬億小的行星（見圖7-3）。奧爾特雲是以荷蘭天文學家簡·奧爾特的名字命名的。有幾個重要成就都是他的功勞，至少有兩個物理專有名詞帶有他的名字。奧爾特一個最著名的成就是在1932年建立的一種方法，可以測量星系中的物質總量，包括暗物質的質量。
奧爾特的另一個重要工作成就是對現在被稱為奧爾特雲的推斷。20世紀30年代，天文學家恩斯特·奧匹克（Ernst J.Öpik）首次提出這樣一個作為長週期彗星起源的雲的存在。到1950年，奧爾特根據理論和觀測的雙重證據，推測出這樣一個由許多遠距天體組成的球形雲的存在。首先，他觀測到來自各個方向的長週期彗星有著非常大的軌道，這表明彗星的起源地要比柯伊伯帶遠得多。奧爾特進一步認識到，如果彗星一直在其目前的軌道上，它們的軌道不可能存在足夠長的時間，以致到今天還能被觀測到。因為彗星的軌道是不穩定的，所以行星的擾動會導致它們最終與太陽或某顆行星碰撞，或者被完全送出太陽系。此外，在彗星消失之前不可能永遠持續擴散氣體，彗星因為太多次靠近太陽飛過，就會失去活力，不再產生氣體。奧爾特的假設是，我們現在所說的奧爾特雲補充了新鮮彗星的供應，因此今天仍然可以觀察到這些新的彗星。
圖7-3
太陽系遙遠區域的奧爾特雲位於行星和柯伊伯帶的領地之外，延伸範圍在1000～50000天文單位之間。
到奧爾特雲的可能距離是非常遠的。目地距離為1個天文單位。海王星，作為最遙遠的行星，到太陽的距離是30天文單位。天文學家認為，奧爾特雲與太陽的距離或許從接近1000天文單位延伸直到超過50000天文單位，比我們迄今考慮過的任何天體都要遠很多。奧爾特雲離太陽的距離，達到了太陽到與其距離最近的恆星——比鄰星（Proxima Centauri）的相當一部分，後者大約是27萬天文單位（4.2光年）。從奧爾特雲發出的光幾乎需要一年時間才能到達地球。
在太陽系遙遠邊緣的物體有著微弱的引力束縛能，這能夠解釋為什麼它們很容易受小引力的擾動影響，從而導致我們可以觀察到彗星。輕輕的擾動就可以將它們推出原來的軌道，進入內太陽系，從而產生長週期彗星。當某個行星進一步改變了它們向內的軌跡，對這些弱束縛物體的擾動就可能導致產生短週期彗星。所以奧爾特雲可能是造成所有長週期彗星的原因，如最近觀察到的海爾-波普彗星（Hale-Bopp）。奧爾特雲甚至也是造成一些短週期彗星的原因，哈雷彗星也許是其中之一。此外，儘管大多數木星族短週期彗星可能來自散盤，但其中一些彗星含有的碳和氮同位素的比值，類似於那些來自奧爾特雲中的長週期彗星，這表明那裡也是一個起源地。最後，甚至更具有破壞性的可能性是，在奧爾特雲中受擾動的天體可以進入內太陽系，並和某個行星碰撞，也許是地球，從而形成了彗星撞擊。稍後我會再討論這個有趣的可能性。
長週期彗星提供了奧爾特雲“居民”的性質線索。與其他彗星一樣，它們含有水、甲烷、乙烷和一氧化碳。但奧爾特雲中的某些成分可能是岩石質的，在成分上更類似於小行星。雖然被稱為“雲”，彗星的儲備地似乎也有結構，包括一個甜甜圈似的環形內部區域（有時也稱為希爾斯雲，這是出於對傑克·希爾斯[Jack Hills]的尊重，他在1981年提出了這個單獨的內部區域），以及一個由彗核構成的球形外部區域，它延伸到非常遠的地方。
儘管尺寸巨大，外奧爾特雲的總質量可能僅僅是地球質量的5倍。然而，它最有可能包含了數十億個直徑大約為200公里的天體，以及上萬億個直徑大於1 000米的天體。模型表明，奧爾特雲的內部區域一直延伸至大約2萬天文單位，可能包含了比這個數目更多倍的物體。這個內雲可能為外奧爾特雲提供了天體來源，以補償弱束縛的外奧爾特雲的損失。如果沒有內雲，整個奧爾特雲也無法存活下來。
由於奧爾特雲過於遙遠，我們無法去現場查看這些冰冷的天體。觀察太陽系遙遠邊界的小天體非常困難，因為它們反射的光極少。奧爾特雲距離太陽比柯伊伯帶遠1 000倍，對於像奧爾特雲這樣距離極遠的物體，目前的觀測條件不可能看到。所以奧爾特雲仍然是一個假想，因為沒有人觀測得到它的結構，或者它所包含的物體。儘管如此，奧爾特雲還是被認為是太陽系的一個相當確定的組成部分。來自天空各個方向的長週期彗星的軌跡令人信服地證明了它的存在，以及彗星在這個遙遠地區的起源。
奧爾特雲可能是從原行星盤產生的。原行星盤最終導致了太陽系許多結構的出現。彗星碰撞、銀河潮汐，以及與其他恆星的相互作用，都可能對奧爾特雲的形成作出了貢獻，尤其是在過去當這些相互作用被認為更加頻繁時。在宇宙充滿活力的早期，在接近太陽的地方形成的物體可能受到氣態巨行星的影響從而向外移動，並創造了奧爾特雲，或者奧爾特雲中的物體族群可能是從散盤裡的不穩定物體形成的。
當然，我們目前還不知道所有答案，但最新的觀測工作和理論研究，讓我們獲得了更多有關太陽系外邊緣的知識。也許我們不應該感到驚訝，因為那將是一個迷人的、充滿活力的地方。