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小惑星は、惑星でも既知の彗星でもない、流星体よりも大きい（つまり1メートル以上）天体で、太陽系内を公転しているか、木星と共軌道にある（トロヤ群小惑星）小惑星です。小惑星は岩石、金属、または氷でできた大気のない天体で、大まかにC型（炭素質）、M型（金属質）、S型（珪質）に分類されます。 [ 1 ]小惑星の大きさや形は大きく異なり、直径1キロメートル未満の小さな岩石の塊から、直径が1000キロメートル近くある準惑星ケレスまで様々です。太陽放射によって温められたときにコマ（尾）を示す天体は、小惑星ではなく彗星に分類されますが、最近の観測では、これらのタイプの天体の間に連続性があることが示唆されています。[ 2 ] [ 3 ]
約100万個の既知の小惑星のうち、[ 4 ]最も多くの小惑星は火星と木星の軌道の間にあり、太陽から約2～4天文単位（AU）の距離にある、小惑星帯と呼ばれる領域に位置しています。すべての小惑星の総質量は、地球の月の質量のわずか3%です。小惑星帯の小惑星の大部分は、地球と同じ方向に回転する、わずかに楕円形の安定した軌道を描き、太陽の周りを一周するのに3～6年かかります。[ 5 ]
小惑星は1801年の発見以来、地球から観測されてきた。小惑星の最初の近接観測はガリレオ探査機によって行われた。その後、 NASAとJAXAによって小惑星探査専用のミッションがいくつか打ち上げられ、他のミッションの計画も進行中である。NASAのNEARシューメーカーはエロスを研究し、ドーンはベスタとケレスを観測した。JAXAのミッションはやぶさおよびはやぶさ2は、それぞれイトカワとリュウグウを研究し、サンプルを持ち帰った。OSIRIS -RExはベンヌを研究し、2020年にサンプルを採取し、2023年に地球に持ち帰った。2021年に打ち上げられたNASAのルーシーは、10種類の小惑星（小惑星帯の2つと木星トロヤ群の8つ）を研究する任務を負っている。 2021年に打ち上げられたNASAの二重小惑星方向転換試験（DART）は、惑星防衛技術の試験として、2022年9月に無害な小惑星ディモルフォスに意図的に衝突した。2023年10月に打ち上げられたNASAのプシケは、金属小惑星プシケの研究を目的としている。2024年10月に打ち上げられたESAのヘラは、DARTの衝突の結果を研究することを目的としている。CNSAの天問2号は、2025年5月に打ち上げられ[ 6 ] 、地球近傍小惑星469219カモオアレワと活動的な小惑星311P/パンスターズを探査し、カモオアレワのレゴリスのサンプルを採取した[ 7 ] 。
地球近傍小惑星は、地球に衝突した場合、壊滅的な結果をもたらす可能性があり、その顕著な例として、白亜紀末の大量絶滅を引き起こしたと広く考えられているチクシュルーブ衝突が挙げられる。
2006年、国際天文学連合（IAU）は、現在好まれている広義の用語である「小太陽系天体」を導入しました。これは、惑星、準惑星、自然衛星のいずれでもない太陽系内の天体と定義され、小惑星、彗星、ケンタウルス族天体、トロヤ群天体、海王星以遠天体などが含まれます。[ 8 ] IAUによれば、「『小惑星』という用語は引き続き使用できますが、一般的には『小太陽系天体』が好まれます。」[ 9 ]
歴史的に、最初に発見された小惑星ケレスは、当初は新しい惑星と考えられていました。[ a ]その後、同様の天体が発見されましたが、当時の機器では、それらは星のような光点に見え、惑星円盤はほとんど、あるいは全く見られませんでしたが、見かけの動きによって星とは容易に区別できました。このことから、天文学者のウィリアム・ハーシェル卿は「小惑星」という用語を提案しました。[ b ]ギリシャ語では ἀστεροειδής、またはasteroeidēsと造語され、「星のような、星形」を意味し、古代ギリシャ語のἀστήρ astēr「星、惑星」に由来します。19 世紀後半の初めには、小惑星と惑星（必ずしも「マイナー」と修飾されるわけではない）という用語はまだ互換的に使用されていました。[ c ]
従来、太陽を周回する小天体は彗星、小惑星、流星体に分類され、直径が 1 メートル未満のものは流星体と呼ばれていました。小惑星という用語は公式には定義されていませんが[ 14 ]、「IAU の定義では惑星または準惑星に該当しない、太陽を周回する不規則な形状の岩石天体」という意味で非公式に使用されることがあります[ 15 ] 。小惑星と彗星の主な違いは、彗星は太陽放射による表面付近の氷の昇華によりコマ（尾）を示すことです。いくつかの天体は最初は小惑星に分類されていましたが、後に彗星活動の証拠を示しました。逆に、一部の（おそらくすべての）彗星は最終的に表面の揮発性氷が枯渇し、小惑星のようになります。さらに、彗星は通常、ほとんどの小惑星よりも離心率が大きいという違いがあります。離心率が非常に大きい小惑星は、おそらく休眠状態または消滅した彗星です。[ 16 ]
木星の軌道の外側にある小惑星は、特に一般向けのプレゼンテーションでは「小惑星」と呼ばれることもあります。[ d ]しかし、小惑星という用語は、太陽系内側の小惑星に限定されることがますます一般的になっています。 [ 18 ]したがって、この記事では、小惑星帯の天体、木星トロヤ群、地球近傍天体といった古典的な小惑星にほぼ限定します。
1801年にケレスが発見されてからほぼ2世紀の間、既知の小惑星はすべて、そのほとんどの時間を木星の軌道上またはその内側で過ごしていましたが、944 ヒダルゴのように、軌道の一部でより遠くまで進出したものもありました。1977年に2060 キロンが発見されて以来、天文学者は、木星よりもさらに外側に恒久的に存在する小さな天体を発見しました。これらは現在、ケンタウルス族と呼ばれています。1992年には、海王星の軌道の外側にある最初の天体（冥王星を除く）である15760 アルビオンが発見されました。その後すぐに、同様の天体が多数観測され、現在では海王星以遠天体と呼ばれています。さらに外側には、カイパーベルト天体、散乱円盤天体、そしてはるかに遠いオールトの雲があり、休眠中の彗星の主な貯蔵庫であると仮説が立てられています。これらは、氷が固体のままで彗星のような天体がほとんど彗星活動を示さない、太陽系の寒い外縁部に生息しています。ケンタウルス族天体や海王星以遠天体が太陽に接近した場合、それらの揮発性の氷は昇華し、従来の分類方法では彗星として分類されるだろう。
カイパーベルト天体は、小惑星や彗星に分類する必要を避けるため、「天体」と呼ばれています。[ 18 ]それらは主に彗星のような組成であると考えられていますが、一部は小惑星により近い可能性があります。[ 19 ]ほとんどは彗星に見られるような非常に偏心した軌道を持っておらず、これまでに発見されたものは従来の彗星の核よりも大きいです。スターダスト探査機によって収集された彗星の塵の分析など、最近の他の観測では、彗星と小惑星の区別がますます曖昧になってきており、[ 2 ]明確な境界線ではなく「小惑星と彗星の間には連続性がある」ことを示唆しています。[ 3 ]
2006年、IAUは、最大の小惑星、つまり自身の重力によって楕円体になるほど質量が大きい小惑星を準惑星というカテゴリーに分類しました。小惑星帯で最大の天体であるケレス（直径約975 km ）だけがこのカテゴリーに分類されています。 [ 20 ] [ 21 ]小惑星は、準惑星のように、それぞれ未分化と分化として記述することで、準惑星 の概念と区別されています。[ 22 ]
小惑星は数が多いにもかかわらず、比較的最近発見されたもので、最初の小惑星であるケレスが発見されたのは1801年のことである。[ 23 ]比較的反射率の高い表面を持つ小惑星4ベスタのみが、通常、暗い空で好位置にあれば肉眼で見ることができる。まれに、地球に接近する小さな小惑星が短時間肉眼で見えることがある。[ 24 ] 2025年5月現在 小惑星センターは、太陽系の内側と外側にある 1,460,356 個の小惑星に関するデータを持っており、そのうち約 826,864 個は番号の指定を与えるのに十分な情報を持っていた。[ 25 ]
1772年、ドイツの天文学者ヨハン・エラート・ボーデは、ヨハン・ダニエル・ティティウスを引用して、ティティウス＝ボーデの法則として知られる数値列を発表した（現在は否定されている）。火星と木星の間の説明のつかないギャップを除けば、ボーデの公式は既知の惑星の軌道を予測しているように見えた。[ 26 ] [ 27 ]彼は「行方不明の惑星」の存在について次のように説明した。
この後者の点は、既知の6つの惑星が太陽からの距離において示す驚くべき関係から特に導かれるように思われる。太陽から土星までの距離を100とすると、水星は太陽からその4倍離れている。金星は4 + 3 = 7倍。地球は4 + 6 = 10倍。火星は4 + 12 = 16倍。ここで、この整然とした進行に空白が生じる。火星の後には4 + 24 = 28倍の空間が続くが、この空間にはまだ惑星は見つかっていない。宇宙の創始者がこの空間を空けたままにしたと信じられるだろうか？もちろんそんなことはない。ここから木星までの距離は4 + 48 = 52倍、そして最後に土星までの距離は4 + 96 = 100倍となる。[ 28 ]
ボーデの公式は、太陽から2.8天文単位（AU）、つまり4億2000 万kmの軌道半径を持つ別の惑星が発見されると予測した。[ 27 ]ティティウス・ボーデの法則は、ウィリアム・ハーシェルが土星の外側の惑星の予測距離に近い天王星を発見したことで勢いを増した。[ 26 ] 1800年、ドイツの天文学雑誌『Monatliche Correspondenz 』（月刊通信）の編集者であるフランツ・クサヴァー・フォン・ザッハ率いるグループは、24人の経験豊富な天文学者（ザッハは彼らを「天体警察」と呼んだ）に依頼を送り、 [ 27 ]協力して、期待される惑星の体系的な探索を開始するよう求めた。[ 27 ]彼らはケレスを発見しなかったが、後に小惑星2パラス、3ジュノー、4ベスタを発見した。[ 27 ]
探索に選ばれた天文学者の一人は、シチリア島パレルモのアカデミーに所属するカトリック司祭のジュゼッペ・ピアッツィであった。ピアッツィはグループへの参加招待を受ける前に、1801年1月1日にケレスを発見した。 [ 29 ]彼は「ラ・カイユ氏の黄道星表の87番目の星」を探していたが、[ 26 ]「その前に別の星があった」ことを発見した。[ 26 ]ピアッツィは星ではなく、動く星のような物体を発見し、最初はそれを彗星だと思った。[ 30 ]
その光はやや弱く、木星のような色をしていたが、一般的に8等級とされる他の多くの星と似ていた。そのため、それが恒星以外の何物でもないことは疑いもなかった。[...] 3日の夕方、それが恒星ではないと確信し、私の疑念は確信に変わった。しかし、それを公表する前に、4日の夕方まで待って、それまでの数日間と同じ速度で動いているのを見て満足した。[ 26 ]
ピアッツィはケレスを合計24回観測し、最後の観測は1801年2月11日で、病気のため観測は中断された。彼は1801年1月24日に、ミラノの同胞バルナバ・オリアーニとベルリンのボーデという2人の天文学者のみに宛てた手紙で発見を発表した。[ 23 ]彼はそれを彗星として報告したが、「その動きが非常に遅く、かなり均一であるため、彗星よりも優れた何かかもしれないと何度か思った」[ 26 ] 4月、ピアッツィは完全な観測結果をオリアーニ、ボーデ、そしてフランスの天文学者ジェローム・ラランドに送った。その情報は1801年9月のMonatliche Correspondenzに掲載された。[ 30 ]
この時までに、ケレスの見かけ上の位置は変化しており（主に地球の太陽の周りの運動による）、太陽のまぶしさに近すぎて、他の天文学者がピアッツィの観測を確認することができなかった。年末にはケレスは再び見えるはずだったが、長い間見えなかったため、正確な位置を予測することは困難だった。ケレスを回復するために、当時24歳だった数学者カール・フリードリヒ・ガウスは、軌道決定の効率的な方法を開発した。[ 30 ]数週間で、彼はケレスの軌道を予測し、その結果をフォン・ザッハに送った。1801年12月31日、フォン・ザッハと天体警察官仲間のハインリヒ・W・M・オルバースは、予測された位置の近くでケレスを発見し、こうしてケレスを回復した。[ 30 ]太陽から2.8 AUのケレスは、ティティウス・ボーデの法則にほぼ完全に合致しているように見えた。しかし、1846年に発見された海王星は、予測よりも8 AU近かったため、ほとんどの天文学者はこの法則は偶然だと結論づけた。[ 31 ]ピアッツィは、新たに発見された天体を「シチリアの守護女神とブルボン家のフェルディナンド王に敬意を表して」ケレス・フェルディナンデアと名付けた。[ 28 ]
その後数年間で、フォン・ザッハのグループによって他の3つの小惑星（2パラス、3ジュノー、4ベスタ）が発見され、ベスタは1807年に発見された。 [ 27 ] 1845年まで新しい小惑星は発見されなかった。アマチュア天文学者のカール・ルートヴィヒ・ヘンケは1830年に新しい小惑星の探索を開始し、15年後、ベスタを探しているときに、後に5アストラエアと名付けられる小惑星を発見した。これは38年ぶりの新しい小惑星の発見だった。カール・フリードリヒ・ガウスが小惑星に名前を付ける栄誉を与えられた。その後、他の天文学者も加わった。 1851年末までに15個の小惑星が発見された。1868年、ジェームズ・クレイグ・ワトソンが100個目の小惑星を発見した際、フランス科学アカデミーは、当時最も成功した小惑星ハンターであるカール・テオドール・ロベルト・ルター、ジョン・ラッセル・ヒンド、ヘルマン・ゴールドシュミットの顔を記念メダルに刻んだ。 [ 32 ]
1891年、マックス・ヴォルフは天体写真法を用いて小惑星の検出を先駆的に行い、長時間露光の写真乾板に短い筋として写る小惑星を発見した。[ 32 ]これにより、それまでの目視による方法に比べて検出率が劇的に向上した。ヴォルフは323ブルキアを 皮切りに248個の小惑星を発見したが、[ 33 ]それまでに発見されていたのはわずか300個強だった。小惑星はもっとたくさん存在することは知られていたが、ほとんどの天文学者はそれらを気にかけず、「空の害虫」と呼ぶ者もいた。[ 34 ]この表現はエドゥアルト・ズース[ 35 ]とエドムント・ヴァイス[ 36 ]にそれぞれ帰せられている。1世紀後でさえ、識別され、番号が付けられ、名前が付けられた小惑星はわずか数千個だった。
過去には、小惑星は4つのステップで発見されていました。まず、広視野望遠鏡またはアストログラフで空の領域を撮影します。通常1時間間隔で2枚の写真を撮影します。数日間にわたって複数のペアを撮影することもあります。次に、同じ領域の2枚のフィルムまたはプレートを実体顕微鏡で観察します。太陽の周りを公転する天体は、2枚のフィルムの間でわずかに移動します。実体顕微鏡では、天体の像は星の背景からわずかに浮いているように見えます。3番目に、移動している天体が特定されると、デジタル顕微鏡を使用してその位置を正確に測定します。位置は既知の星の位置を基準として測定されます。[ 37 ]
これら最初の 3 つのステップは小惑星の発見を構成するものではありません。観測者は単に出現を発見しただけであり、発見された年、発見された半月を表す文字、そして最後に発見の通し番号を示す文字と数字で構成される暫定的な名称が与えられます (例: 1998 FJ 74 )。最後のステップは、観測場所と時刻を小惑星センターに送信することです。そこでコンピュータ プログラムが、出現が以前の出現を単一の軌道に結びつけるかどうかを判断します。そうであれば、その天体にはカタログ番号が与えられ、軌道が計算された最初の出現の観測者が発見者と宣言され、国際天文学連合の承認を条件として、その天体に名前を付ける栄誉が与えられます。[ 38 ]
1851年までに、王立天文学会は小惑星の発見が非常に速いペースで進んでいるため、小惑星を分類または命名するための別のシステムが必要であると判断しました。1852年、ド・ガスパリスが20番目の小惑星を発見したとき、ベンジャミン・ヴァルツはそれに名前と、小惑星発見の順位を示す番号、20 マッサリアを与えました。小惑星は発見されてもその後見られないこともありました。そこで、1892年からは、新しい小惑星は年と、その特定の年に小惑星の軌道が計算され登録された順序を示す大文字でリストされました。たとえば、1892年に発見された最初の2つの小惑星は、1892Aと1892Bとラベル付けされました。しかし、1893年に発見されたすべての小惑星にアルファベットの文字が足りなかったため、1893Zの後に1893AAが続きました。これらの方法のさまざまなバリエーションが試され、1914年には年とギリシャ文字を含む表記法が採用された。1925年には単純な年代順の番号付けシステムが確立された。[ 32 ] [ 39 ]
現在、新たに発見された小惑星はすべて、発見年と発見された半月およびその半月内の順序を示す英数字コードからなる暫定的な名称（例：2002 AT 4 ）が付けられます。小惑星の軌道が確認されると、番号が付けられ、その後名前（例： 433 Eros）が付けられることもあります。正式な命名規則では、番号を括弧で囲みます（例：(433) Eros）が、括弧を省略することもよくあります。非公式には、番号を完全に省略したり、本文中で名前が繰り返される場合に最初の言及の後に番号を省略したりすることもよくあります。[ 40 ]さらに、国際天文学連合が定めたガイドラインに従って、小惑星の発見者が名前を提案することもできます。[ 41 ]
最初に発見された小惑星には、伝統的に惑星を表すのに使われてきたような象徴的なシンボルが割り当てられました。1852年までに24個の小惑星シンボルがあり、それらはしばしば複数のバリエーションで使用されました。[ 42 ]
1851年、15番目の小惑星エウノミアが発見された後、ヨハン・フランツ・エンケは、 1854年版のベルリン天文年鑑（BAJ、ベルリン天文年鑑）で大きな変更を加えた。彼は、星の伝統的なシンボルである円盤（円）を小惑星の一般的なシンボルとして導入した。そして、特定の小惑星を示すために、円は発見順に番号が付けられた。この番号付き円の慣習は天文学者によってすぐに採用され、次に発見された小惑星（ 1852年の16プシケ）は、発見時にそのように指定された最初の小惑星となった。しかし、プシケには象徴的なシンボルも与えられ、その後数年間に発見された他のいくつかの小惑星にも同様に象徴的なシンボルが与えられた。20マッサリアは象徴的なシンボルが割り当てられなかった最初の小惑星であり、1855年に37フィデスが発見されてからは象徴的なシンボルは作成されなかった。[ e ] [ 43 ]
小惑星の多くは、若い太陽の太陽星雲の中にあり、惑星になるほど大きく成長しなかった微惑星の破片です。[ 44 ]小惑星帯の微惑星は、木星が現在の質量に近づくまで、太陽星雲内の他の天体とほぼ同じように進化し、その時点で木星との軌道共鳴による励起によって、小惑星帯の微惑星の99%以上が放出されたと考えられています。シミュレーションと自転速度とスペクトル特性の不連続性から、直径約120 km (75 mi)より大きい小惑星はその初期の時代に集積したのに対し、より小さな天体は木星の破壊中または破壊後に小惑星同士が衝突してできた破片であると考えられます。[ 45 ]ケレスとベスタは十分に大きくなり、溶融して分化し、重金属元素は核に沈み、岩石質の鉱物が地殻に残りました。[ 46 ]
ニースモデルでは、多くのカイパーベルト天体が2.6AUより遠い外側の小惑星帯に捕らえられています。そのほとんどは後に木星によって弾き飛ばされましたが、残ったものはD型小惑星 である可能性があり、おそらくケレスも含まれるでしょう。[ 47 ]
太陽系内を周回する様々な力学的小惑星群が発見されている。これらの小惑星の軌道は、太陽系内の他の天体の重力とヤルコフスキー効果によって摂動を受けている。主な小惑星群には以下のようなものがある。
既知の小惑星の大部分は、火星と木星の軌道の間にある小惑星帯を公転しており、一般的に比較的低離心率（つまり、あまり細長くない）の軌道を描いています。この小惑星帯には、直径1 km（0.6 mi） を超える小惑星が110万個から190万個、それより小さい小惑星が数百万個存在すると推定されています[ 48 ] 。これらの小惑星は原始惑星系円盤の残骸である可能性があり、この領域では、太陽系の形成期に微惑星が惑星に集積することが木星の大きな重力摂動によって妨げられました。
一般的なイメージとは異なり、小惑星帯はほとんど空っぽです。小惑星は非常に広い範囲に散らばっているため、注意深く狙いを定めなければ小惑星に到達することはまずあり得ません。それでも、現在数十万個の小惑星が知られており、最小サイズのカットオフによって総数は数百万個以上になります。200個以上の小惑星が100 kmより大きいことが知られており、[ 49 ]赤外線波長での調査では、小惑星帯には 直径1 km以上の小惑星が70万個から170万個あることが示されています。[ 50 ]既知の小惑星のほとんどが絶対等級11から19の間で、中央値は約16です。[ 51 ]
小惑星帯の総質量は推定で2.39 × 10 21 kg で、これは月の質量のわずか 3% です。カイパーベルトと散乱円盤の質量は、その 100 倍以上です。[ 52 ] 4 つの最大の天体、ケレス、ベスタ、パラス、ヒュギエアは、ベルト全体の質量の約 62% を占め、そのうち 39% はケレスだけで占めています。
トロヤ群小惑星とは、より大きな惑星や衛星と同じ軌道を共有するものの、衝突しない天体の集団である。これは、トロヤ群小惑星が、より大きな天体の前後60°の位置にある2つのラグランジュ安定点L4とL5のいずれかを公転しているためである。
太陽系では、既知のトロヤ群小惑星のほとんどが木星の軌道を共有しています。これらは、L 4 (木星の前方)のギリシャ群と、 L 5 (木星の後方)のトロヤ群に分けられます。1 キロメートルを超える木星トロヤ群小惑星は 100 万個以上存在すると考えられており、[ 53 ]そのうち 7,000 個以上が現在カタログ化されています。他の惑星の軌道では、これまでに火星トロヤ群小惑星が9 個、海王星トロヤ群小惑星が28 個、天王星トロヤ群小惑星が 2 個、地球トロヤ群小惑星が 2 個発見されています。一時的な金星トロヤ群小惑星も知られています。数値軌道力学安定性シミュレーションによると、土星と天王星には原始トロヤ群小惑星は存在しない可能性が高いことが示されています。[ 54 ]
地球近傍小惑星（NEA）とは、地球の軌道に非常に近い軌道を持つ小惑星のことです。実際に地球の軌道を横切る小惑星は、地球横断小惑星と呼ばれます。2022年4月現在 当時、地球近傍小惑星は合計28,772個知られており、そのうち878個は直径が1キロメートル以上であった。 [ 55 ]
地球近傍小惑星のごく一部は、揮発性の表面物質を失った消滅した彗星ですが、かすかな、あるいは断続的な彗星のような尾を持っているからといって、必ずしも地球近傍彗星に分類されるわけではなく、境界はやや曖昧です。残りの地球近傍小惑星は、木星との重力相互作用によって小惑星帯から押し出されます。[ 56 ] [ 57 ]
多くの小惑星には天然衛星（小惑星の衛星）が存在する。2021年10月現在 少なくとも1つの衛星を持つことが知られているNEAは85個あり、そのうち3つは2つの衛星を持つことが知られています。[ 58 ]直径4.5 km (2.8 mi)の潜在的に危険な小惑星の中で最大級の小惑星3122 Florenceには、直径100～300 m (330～980 ft)の2つの衛星があり、これらは2017年に小惑星が地球に接近した際にレーダー画像によって発見されました。[ 59 ]
地球近傍小惑星は、半長軸(a)、近日点距離 (q)、遠日点距離 (Q) に基づいてグループ分けされます。[ 60 ] [ 56 ]
火星の衛星フォボスとダイモスが捕獲された小惑星なのか、それとも火星への衝突によって形成されたのかは不明である。 [ 62 ] : 1284–1285フォボスとダイモスはどちらも炭素質のC型小惑星と多くの共通点があり、スペクトル、アルベド、密度はC型またはD型小惑星のものと非常によく似ている。[ 63 ]その類似性に基づいて、両方の衛星は捕獲された小惑星帯の小惑星であるという仮説がある。[ 64 ] [ 65 ]両方の衛星は火星の赤道面にほぼ正確に位置する非常に円形の軌道を持っているため、捕獲起源では、当初の非常に偏心した軌道を円形化し、その傾斜を赤道面に調整するメカニズムが必要であり、おそらく大気抵抗と潮汐力の組み合わせによるものと考えられるが、[ 66 ]ダイモスの場合、これが起こるのに十分な時間があったかどうかは不明である。[ 62 ] : 1300–1301捕獲にはエネルギーの散逸も必要である。現在の火星の大気は、大気制動によってフォボスサイズの天体を捕獲するには薄すぎる。[ 62 ]ジェフリー・A・ランディスは、元の天体が潮汐力によって分離した二重小惑星であった場合、捕獲が起こった可能性があると指摘している。[ 65 ] [ 67 ]
フォボスは、火星と同じ誕生雲から同時に形成されたのではなく、火星が形成された後に軌道上で合体した第二世代の太陽系天体である可能性がある。 [ 68 ]
別の仮説としては、火星はかつてフォボスやダイモスサイズの天体に囲まれており、それらは大きな微惑星との衝突によって火星の周回軌道に放出された可能性があるというものがある。[ 69 ]フォボスの内部の高い多孔性（密度1.88 g/cm 3に基づくと、空隙はフォボスの体積の25～35パーセントを占めると推定される）は、小惑星起源とは矛盾する。[ 70 ]熱赤外線によるフォボスの観測は、火星の表面でよく知られているフィロケイ酸塩を主成分とする組成を示唆している。スペクトルはすべての種類のコンドライト隕石のスペクトルとは異なっており、これもまた小惑星起源ではないことを示している。[ 71 ]両方の調査結果は、フォボスが火星への衝突によって放出された物質が火星の軌道上で再集積してできたという起源を支持しており、[ 72 ]地球の月の起源に関する一般的な理論と似ています。
小惑星の大きさは大きく異なり、最大のものでは直径が約1,000 km (620マイル)に及び、最小で直径がわずか1 m (3.3フィート)の岩石まであります。この最小のものは流星体に分類されます。[ f ]最大の 3 つはミニチュアの惑星に非常によく似ています。それらはほぼ球形で、少なくとも部分的に分化した内部構造を持ち、[ 73 ]生き残った原始惑星であると考えられています。しかし、大多数ははるかに小さく、不規則な形をしています。それらは、損傷を受けた微惑星か、より大きな天体の破片であると考えられています。
準惑星ケレスは、直径940 km (580 mi)で、群を抜いて最大の小惑星です。次に大きいのは、直径がわずか500 km (300 mi)を超える4ベスタと2パラスです。ベスタは、肉眼で見えることがある4つの小惑星の中で最も明るい小惑星です。[ 74 ]まれに、地球近傍小惑星が技術的な補助なしで短時間見えることがあります。99942アポフィスを参照してください。
火星と木星の軌道の間にある小惑星帯のすべての天体の質量は、（2394 ± 6）× 10 18 kg、月の質量の約3.25%。このうち、ケレスは938 × 10 18 kgで、全体の約 40% を占める。次に質量が大きい 3 つの天体、ベスタ(11%)、パラス(8.5%)、ヒュギエア(3〜4%) を加えると、この数値は 60% を少し超える程度になるが、次に質量が大きい 7 つの小惑星を加えると、合計は 70% になる。[ 52 ]小惑星の数は、個々の質量が小さくなるにつれて急速に増加する。
小惑星の数は、サイズが大きくなるにつれて著しく減少する。サイズ分布は一般的にべき乗則に従うが、約 のところに「ピーク」がある。5 kmと100 kmでは、このような曲線から予想されるよりも多くの小惑星が見つかります。直径約120 キロメートル (75マイル)より大きい小惑星のほとんどは原始小惑星 (集積時代から残っているもの) ですが、それより小さい小惑星のほとんどは原始小惑星の破砕によってできたものです。メインベルトの原始小惑星の数は、おそらく現在の 200 倍でした。[ 75 ] [ 76 ]
小惑星帯で最大の3つの天体、ケレス、ベスタ、パラスは、惑星に共通する多くの特徴を共有する完全な原始惑星であり、大多数の不規則な形状の小惑星とは異質である。4番目に大きい小惑星ヒギエアは、大多数の小惑星と同様に、内部が分化していない可能性があるものの、ほぼ球形に見える[ 77 ]。4つの最大の小惑星は、小惑星帯の質量の約8分の5を占めており、ケレスとベスタだけで半分を占めている。
ケレスは、自身の重力によって塑性変形する唯一の小惑星であり、したがって唯一の準惑星である。[ 78 ]絶対等級は他の小惑星よりもはるかに高く、約3.32であり、 [ 79 ]表面に氷の層がある可能性がある。[ 80 ]惑星と同様に、ケレスは分化しており、地殻、マントル、核を持つ。[ 80 ]地球上ではケレス由来の隕石は発見されていない。[ 81 ]
ベスタも内部が分化しているが、太陽系の霜線内で形成されたため水は存在しない。[ 82 ] [ 83 ]ベスタの組成は主に玄武岩で、カンラン石などの鉱物が含まれている。[ 84 ]南極にある大きなクレーター、レアシルビアを除けば、ベスタは楕円形をしている。ベスタはベスタ族や他のV型小惑星の母天体であり、地球上の隕石全体の5%を占めるHED隕石の起源でもある。
パラスは、天王星と同様に横向きに自転し、自転軸が軌道面に対して大きな角度で傾いているという点で珍しい。 [ 85 ]その組成はケレスに似ており、炭素とケイ素が多く、部分的に分化している可能性がある。[ 86 ]パラスはパラディアン族小惑星の母天体である。
ヒギエアは最大の炭素質小惑星であり[ 87 ]、他の最大の小惑星とは異なり、黄道面に比較的近い位置にある。ヒギエアはヒギエア族小惑星の中で最大のメンバーであり、その母天体と考えられている。ベスタにあるような、その族の起源となるほど大きなクレーターが表面にないため、ヒギエアはヒギエア族を形成した衝突で完全に破壊され、質量の2%弱を失った後に再合体したと考えられている。 2017年と2018年に超大型望遠鏡のSPHEREイメージャーで行われた観測により、ヒギエアはほぼ球形であることが明らかになった。これは、静水圧平衡状態にある、または以前は静水圧平衡状態にあった、あるいは破壊されて再合体した、いずれの場合とも一致する。[ 88 ] [ 89 ]
大型小惑星の内部分化は、おそらく天然衛星の欠如と関係している。なぜなら、小惑星帯の衛星は、衝突による破壊によって形成され、瓦礫の山のような構造になると考えられているからである。[ 81 ]
小惑星帯の大型小惑星の自転速度の測定結果から、上限が存在することがわかっています。直径が100メートルを超える小惑星で、自転周期が2.2 時間未満のものはごくわずかです。[ 90 ]この速度よりも速く自転する小惑星では、表面での慣性力が重力よりも大きいため、表面の緩い物質は吹き飛ばされてしまいます。しかし、固体の物体であれば、はるかに速く自転できるはずです。このことから、直径が100メートルを超える小惑星のほとんどは、小惑星同士の衝突後にデブリが集積してできた瓦礫の山であると考えられます。 [ 91 ]
小惑星は宇宙風化作用により、年を経るにつれて暗くなり、赤みを帯びてくる。[ 92 ]しかし、証拠によれば、色の変化の大部分は最初の10万年の間に急速に起こるため、スペクトル測定による小惑星の年齢の決定には限界がある。[ 93 ]
「ビッグ4」（ケレス、パラス、ベスタ、ヒギエア）を除けば、小惑星は形状が不規則であっても、外観は概ね似ていると考えられます。50 km (31 mi)の253 マチルダは、小惑星の半径と同じ直径のクレーターで覆われた瓦礫の山です。 ビッグ4に次ぐ大きさの小惑星の 1 つである 300 km (190 mi) の地球からの観測では、同様に角張ったプロファイルが明らかになっており、半径サイズのクレーターで覆われていることが示唆されています。[ 94 ]間近で観測されたマチルダや243 イダなどの中型の小惑星も、表面を覆う深いレゴリスを示しています。 ビッグ4のうち、パラスとヒギエアはほとんど知られていません。 ベスタは南極に半径サイズのクレーターを囲む圧縮断層がありますが、それ以外は球形です。
ドーン探査機は、ケレスの表面には多数のクレーターがあるものの、予想よりも大きなクレーターが少ないことを明らかにした。 [ 95 ]現在の小惑星帯の形成に基づくモデルでは、ケレスに直径400 km (250 mi)を超えるクレーターが10～15個あるはずだと示唆されていた。 [ 95 ]ケレスで確認されている最大のクレーターであるケルワン盆地は、直径284 km (176 mi)である。 [ 96 ]この最も可能性の高い理由は、地殻の粘性緩和によって大きな衝突がゆっくりと平坦化されることである。 [ 95 ]
小惑星は特徴的な発光スペクトルによって分類され、大部分はC型、M型、S型の3つの主要グループに分類されます。これらはそれぞれ、炭素質（炭素に富む）、金属質、珪質（石質）の組成を表します。小惑星の物理的組成は多様であり、ほとんどの場合、よく理解されていません。ケレスは岩石質の核が氷のマントルで覆われていると考えられています。ベスタはニッケル鉄の核、カンラン石のマントル、玄武岩質の地殻を持つと考えられています。[ 97 ]最大の未分化小惑星と考えられている10ヒギエアは、均一な原始的な炭素質コンドライトの組成を持っているようですが、実際には衝突によって全体的に破壊され、その後再構成された分化小惑星である可能性があります。他の小惑星は、岩石と金属を多く含む原始惑星の残骸の核またはマントルであると考えられています。ほとんどの小型小惑星は、重力によってゆるやかに結合した瓦礫の山であると考えられているが、最大のものは恐らく固体である。一部の小惑星には衛星があったり、連星系を形成している。瓦礫の山、衛星、連星系、散在する小惑星群は、親小惑星、あるいは惑星が衝突によって破壊された結果であると考えられている。[ 98 ]
小惑星帯には、主に2つの小惑星群が存在するようです。1つは、アルベドが0.10未満、密度が1000未満のC型およびP型小惑星からなる、暗く揮発性物質に富む小惑星群です。2.2 g/cm³の小惑星群と、アルベドが 0.15 を超え、密度が 2.7 を超えるS 型およびM 型小惑星からなる高密度で揮発性物質の少ない小惑星群が存在する。これらの小惑星群の中では、より大きな小惑星ほど密度が高く、これはおそらく圧縮によるものと考えられる。質量が 2.2 g/cm³ を超える小惑星群では、マクロ多孔性（間隙真空）は最小限であるように見える。10 × 10 18 kg . [ 99 ]
組成は、アルベド、表面スペクトル、密度の3 つの主要な情報源から計算されます。最後の密度は、小惑星が持つ可能性のある衛星の軌道を観測することによってのみ正確に決定できます。これまでのところ、衛星を持つ小惑星はすべて、岩石と金属の緩い集合体である瓦礫の山であることが判明しており、体積の半分は空洞である可能性があります。調査された小惑星は 直径が最大 280 km で、121 Hermione (268×186×183 km) と87 Sylvia (384×262×232 km) が含まれます。87 Sylviaより大きい 小惑星はほとんどなく、それらのどれも衛星を持っていません。シルビアのような巨大な小惑星が、破壊的な衝突によって瓦礫の山になっている可能性があるという事実は、太陽系の形成にとって重要な意味を持つ。固体天体の衝突のコンピュータシミュレーションでは、衝突した物体は互いに破壊し合うこともあれば、合体することもあるが、瓦礫の山同士の衝突では合体する可能性が高いことが示されている。これは、惑星の核が比較的短期間で形成された可能性があることを意味する。[ 100 ]
科学者たちは、地球に最初にもたらされた水の一部は、月が形成された衝突後の小惑星の衝突によってもたらされたと仮説を立てている。[ 101 ] 2009年、NASAの赤外線望遠鏡施設を使用して、 24テミスの表面に水の氷が存在することが確認された。小惑星の表面は完全に氷で覆われているように見える。この氷の層は昇華しているため、表面下の氷の貯蔵庫によって補充されている可能性がある。表面では有機化合物も検出された。[ 102 ] [ 103 ] [ 101 ] [ 104 ] 24テミスに氷が存在することで、最初の理論がもっともらしくなる。[ 101 ]
2013年10月、白色矮星GD61を周回する小惑星で、太陽系外天体で初めて水が検出された。[ 105 ] 2014年1月22日 、欧州宇宙機関（ESA）の科学者らは、小惑星帯最大の天体であるケレスで水蒸気が初めて確実に検出されたと報告した。 [ 106 ]この検出は、ハーシェル宇宙望遠鏡の遠赤外線機能を使用して行われた。[ 107 ]彗星は一般的に「噴出や噴煙を出す」と考えられているため、この発見は予想外である。科学者の1人によると、「彗星と小惑星の境界線はますます曖昧になってきている」とのことである。[ 107 ]
太陽風が小惑星の上層部の酸素と反応して水を生成することが研究で明らかになった。「照射された岩石1立方メートルあたり最大20リットルの水が含まれる可能性がある」と推定されている。この研究は原子プローブ断層撮影法を用いて行われ、数値はイトカワS型小惑星について示されている。[ 108 ] [ 109 ]
1990年にアルジェリアで発見された隕石Acfer 049は、2019年に超多孔質岩石（UPL）であることが判明した。この多孔質構造は、これらの孔を埋めていた氷が除去されたことによって形成された可能性があり、これはUPLが「原始氷の化石を表している」ことを示唆している。[ 110 ]
小惑星にはアミノ酸やその他の有機化合物の痕跡が含まれており、小惑星の衝突が初期の地球に生命の誕生に必要な化学物質をもたらした、あるいは生命そのものを地球にもたらした（「パンスペルミア」と呼ばれる出来事）と推測する人もいる。[ 111 ] [ 112 ] 2011年8月、地球上で発見された隕石に関するNASAの研究 に基づく報告書が発表され、 DNAとRNAの構成要素（アデニン、グアニン、および関連する有機分子）が宇宙の小惑星や彗星で形成された可能性があることが示唆された。[ 113 ] [ 114 ] [ 115 ]
2019年11月、科学者たちは隕石からリボースを含む糖分子を初めて検出したと報告し、小惑星上の化学プロセスが生命にとって重要な基本的な生体成分を生成する可能性があることを示唆し、地球上のDNAベースの生命の起源以前のRNAワールドの概念、そしておそらくパンスペルミアの概念も支持した。[ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]
小惑星は一般的に、軌道の特性と反射スペクトルの特徴という2つの基準に基づいて分類される。
小惑星の多くは、軌道特性に基づいてグループやファミリーに分類されています。最も大まかな区分を除けば、小惑星のグループには、そのグループで最初に発見されたメンバーの名前が付けられるのが慣例です。グループは比較的緩やかな力学的関係ですが、ファミリーはより緊密で、過去のある時点で大きな親小惑星が壊滅的に分裂した結果です。[ 119 ]ファミリーはメイン小惑星帯ではより一般的で識別しやすいですが、木星トロヤ群の中にはいくつかの小さなファミリーが報告されています。[ 120 ]メインベルトのファミリーは、1918年に平山清次によって初めて認識され、彼の名誉を称えて平山ファミリーと呼ばれることがよくあります。
小惑星帯の天体の約30～35％は、過去の小惑星同士の衝突によって共通の起源を持つと考えられている力学的ファミリーに属している。冥王星型準惑星ハウメアも、このファミリーと関連付けられている。
小惑星の中には、地球や他の惑星と共軌道を回る、珍しい馬蹄形の軌道を持つものがある。例としては、 3753 Cruithneや2002 AA 29などが挙げられる。この種の軌道配置が最初に発見されたのは、土星の衛星エピメテウスとヤヌスの間である。これらの馬蹄形の天体は、数十年あるいは数百年の間、一時的に準衛星となり、その後元の状態に戻ることがある。地球と金星には、準衛星が存在することが知られている。
このような天体は、地球や金星、あるいは仮に水星と関連付けられる場合、アテン小惑星の中でも特別な種類に分類される。しかし、このような天体は外惑星と関連付けられる可能性もある。
1975年、チャップマン、モリソン、ゼルナーによって、色、アルベド、スペクトル形状に基づく小惑星の分類システムが開発されました。[ 121 ]これらの特性は、小惑星の表面物質の組成に対応すると考えられています。当初の分類システムには、暗い炭素質の天体（既知の小惑星の75%）をC型、石質（珪質）の天体（既知の小惑星の17%）をS型、 C型またはS型に当てはまらない天体をU型の3つのカテゴリーがありました。この分類はその後、他の多くの小惑星タイプを含むように拡張されました。より多くの小惑星が研究されるにつれて、タイプの数は増え続けています。
現在最も広く使われている分類法は、トーレン分類とSMASS分類の2つです。前者は1984年にデイビッド・J・トーレンによって提案され、1980年代に実施された8色小惑星調査で収集されたデータに基づいています。これにより、14の 小惑星カテゴリーが作成されました。[ 122 ] 2002年には、小型メインベルト小惑星分光調査により、24種類の異なるタイプを持つトーレン分類の修正版が作成されました。どちらのシステムにも、C、S、Xの3つの大まかなカテゴリーがあり、XはM型 などの金属質の小惑星で構成されています。また、いくつかの小さなクラスもあります。[ 123 ]
既知の小惑星のうち、様々なスペクトル型に分類されるものの割合は、必ずしも全ての小惑星のうちその型に属するものの割合を反映しているわけではない。種類によっては検出が容易なものとそうでないものがあり、それが全体の数値に偏りをもたらすからである。
元々、スペクトル分類は小惑星の組成の推測に基づいていました。[ 124 ]しかし、スペクトル分類と組成の対応関係は必ずしも良好ではなく、さまざまな分類が使用されています。このため、大きな混乱が生じています。スペクトル分類が異なる小惑星は異なる物質で構成されている可能性が高いですが、同じ分類に属する小惑星が同じ（または類似の）物質で構成されているという保証はありません。
活動的な小惑星は、小惑星のような軌道を持ちながら、彗星のような視覚的特徴を示す天体です。つまり、彗星のようにコマ、尾、またはその他の質量損失の視覚的証拠を示しますが、小惑星のように軌道は木星の軌道内に留まります。[ 125 ] [ 126 ]これらの天体は、もともと2006年に天文学者のデイビッド・C・ジュイットとヘンリー・シェイによってメインベルト彗星（MBC）と命名されましたが、この名前は、それらが彗星のように氷で構成されていることを必然的に示唆し、メインベルト内にのみ存在することを示唆していますが、活動的な小惑星の増加は、必ずしもそうではないことを示しています。[ 125 ] [ 127 ] [ 128 ]
最初に発見された活動的な小惑星は7968 Elst–Pizarroです。1979 年に（小惑星として）発見されましたが、 1996 年にエリック・エルストとグイド・ピサロによって尾があることが発見され、彗星の名称 133P/Elst-Pizarro が与えられました。[ 125 ] [ 129 ]もう一つ注目すべき天体は311P/PanSTARRSです。ハッブル宇宙望遠鏡による観測で、6 つの彗星のような尾があることが明らかになりました。[ 130 ]これらの尾は、小惑星の瓦礫の山が十分に速く回転して物質を取り除いた結果、小惑星から放出された物質の流れであると推測されています。[ 131 ]
NASAのDART探査機は、小惑星ディモルフォスに衝突することで、それを活動的な小惑星にした。科学者たちは、活動的な小惑星の中には衝突によって生じるものがあると提唱していたが、小惑星の活性化を観測した者はいなかった。DARTミッションは、正確に既知で注意深く観測された衝突条件下でディモルフォスを活性化させ、活動的な小惑星の形成を初めて詳細に研究することを可能にした。[ 132 ] [ 133 ]観測によると、ディモルフォスは衝突後に約100万キログラムを失った。[ 134 ]衝突によってダストプルームが発生し、一時的にディディモス系を明るくし、数ヶ月間持続する1万キロメートル（6,200マイル）の長さのダストテールが形成された。[ 135 ] [ 136 ] [ 137 ]
2024年に初めて確認された暗黒彗星は、通常彗星では見られるが小惑星では見られない非重力加速を示す小惑星であり、コマや尾がなく、視覚的には小惑星のように見える。2つのファミリーが確認されている。外側ファミリーは100メートルより大きい天体で構成され、軌道は木星近くまで伸びており、木星ファミリー彗星に似ている。内側ファミリーの暗黒彗星は50メートル未満で、より暗く、ほぼ円形の軌道を持っていた。[ 138 ]星間天体であるʻOumuamuaを除いて、すべての暗黒彗星は小惑星帯を公転している。ʻOumuamuaは、視覚的には小惑星のように見えるが非重力加速を示す最初の小惑星のような天体である。[ 139 ]
宇宙旅行の時代が到来するまで、小惑星帯の天体は大型望遠鏡でしか観測できず、その形状や地形は謎に包まれたままでした。最新の地上望遠鏡や地球周回ハッブル宇宙望遠鏡でも、最大の小惑星の表面のごく一部しか解像できません。小惑星の形状や組成に関する情報は、光度曲線（自転中の明るさの変化）やスペクトル特性から推測できる程度です。大きさは、恒星掩蔽（小惑星が恒星の真前を通過する現象）の時間を計測することで推定できます。レーダー画像は、特に地球近傍小惑星の場合、小惑星の形状や軌道・自転パラメータに関する有益な情報を提供します。宇宙船によるフライバイは、地上や宇宙からの観測よりもはるかに多くのデータを提供し、サンプルリターンミッションはレゴリスの組成に関する知見をもたらします。
小惑星は比較的小さく暗い天体であるため、地上観測（GBO）から得られるデータは限られています。地上光学望遠鏡によって視等級が得られ、それを絶対等級に変換すると、小惑星の大きさを大まかに推定できます。GBOでは光度曲線の測定も可能で、長期間にわたって収集すると、自転周期、極の向き（場合によっては）、小惑星の形状を大まかに推定できます。スペクトルデータ（可視光と近赤外線の両方の分光法）は、観測された小惑星を分類するために使用される天体の組成に関する情報を提供します。このような観測は、表面の薄い層（数マイクロメートルまで）の情報しか提供しないため、限界があります。[ 140 ]惑星学者のパトリック・ミシェルは次のように書いています。
中赤外線から熱赤外線の観測と偏光測定は、実際の物理的特性を示す唯一のデータであると考えられます。単一波長での小惑星の熱流束を測定すると、その物体の寸法を推定できます。これらの測定値は、可視光スペクトル領域での反射太陽光の測定値よりも不確実性が低くなっています。2つの測定値を組み合わせることができれば、有効直径と幾何アルベド（後者は位相角がゼロ、つまり観測者の真後ろから光が当たるときの明るさの尺度）の両方を導出できます。さらに、2つ以上の波長での熱測定と可視光領域の明るさから、熱特性に関する情報が得られます。ほとんどの観測された小惑星の熱慣性（物質がどれだけ速く加熱または冷却されるかの尺度）は、裸岩の基準値よりも低いですが、月のレゴリスの熱慣性よりも高くなっています。この観測結果は、表面に粒状物質の断熱層が存在することを示しています。[ 140 ]
地球に接近する地球近傍小惑星は、レーダーでより詳細に研究することができます。レーダーは小惑星の表面に関する情報を提供します（例えば、クレーターや岩塊の存在を示すことができます）。このような観測は、プエルトリコのアレシボ天文台（305メートルのパラボラアンテナ）とカリフォルニアのゴールドストーン天文台（70メートルのパラボラアンテナ）によって行われました。レーダー観測は、観測対象物の軌道と自転の力学を正確に決定するためにも使用できます。[ 140 ]
宇宙と地上の両方の観測所が小惑星探査プログラムを実施しました。宇宙からの探査は、大気による干渉がなく、より広い範囲の空を観測できるため、より多くの天体を発見できると予想されています。NEOWISEは小惑星帯の10万個以上の小惑星を観測し、スピッツァー宇宙望遠鏡は地球近傍小惑星700個以上を観測しました。これらの観測により、観測された天体の大部分のおおよその大きさが決定されましたが、表面特性（レゴリスの深さと組成、安息角、凝集力、多孔性など）に関する詳細な情報は限られていました。[ 140 ]
ハッブル宇宙望遠鏡は、小惑星帯での衝突する小惑星の追跡[ 141 ] [ 142 ] 、小惑星の分裂[ 143 ]、 6つの彗星のような尾を持つ活動的な小惑星の観測[ 144 ]、専用ミッションのターゲットとして選ばれた小惑星の観測[ 145 ] [ 146 ]など、小惑星の研究も行いました。
パトリック・ミシェルによれば
小惑星の内部構造は、宇宙船によって測定された体積密度、小惑星連星の場合は自然衛星の軌道、ヤルコフスキー熱効果による小惑星の軌道のドリフトといった間接的な証拠からのみ推測されます。小惑星の近くにある宇宙船は、小惑星の重力によって十分に摂動を受けるため、小惑星の質量を推定できます。次に、小惑星の形状モデルを使用して体積を推定します。質量と体積から体積密度を導出できますが、その不確実性は通常、体積推定の誤差によって支配されます。小惑星の内部多孔性は、その体積密度を想定される隕石の類似物と比較することによって推測できます。暗い小惑星は明るい小惑星よりも多孔性が高い（>40%）ようです。この多孔性の性質は不明です。[ 140 ]
近接撮影された最初の小惑星は1991年の951ガスプラで、続いて1993年には243イダとその衛星ダクティルが撮影されました。これらはすべて、木星に向かう途中のガリレオ探査機によって撮影されたものです。他の目的地に向かう途中の宇宙船によって短時間訪れた他の小惑星には、 9969ブライユ（1999年にディープスペース1号が訪問）、 5535アンネフランク（2002年にスターダストが訪問）、 2867シュタインスと21ルテティア（ 2008年にロゼッタ探査機が訪問）、そして4179トゥータティス（2012年に中国の月周回探査機嫦娥2号が3.2km （2マイル）以内まで接近）などがあります。
最初の専用小惑星探査機はNASAのNEARシューメーカーで、 1997年に253マチルダを撮影した後、433エロスの周回軌道に入り、2001年にその表面に着陸した。これは、小惑星の周回と着陸に成功した最初の宇宙船だった。[ 147 ] 2005年9月から11月にかけて 、日本の探査機はやぶさは25143イトカワを詳細に調査し、2010年6月13日にその表面のサンプルを地球に持ち帰った 。これは最初の小惑星サンプルリターンミッションだった。2007年、NASAはドーン宇宙船を打ち上げ、 4ベスタを1年間周回し、準惑星ケレスを3年間観測した。
JAXAが2014年に打ち上げた探査機「はやぶさ2 」は、目標とする小惑星162173リュウグウの周回軌道を1年以上周回し、採取したサンプルは2020年に地球に届けられた。現在、探査機はミッションを延長しており、2031年に新たな目標地点に到着する予定である。
NASAは2016年に、小惑星101955ベンヌへのサンプルリターンミッションであるOSIRIS-RExを打ち上げた。2021年、探査機は小惑星表面から採取したサンプルを携えて小惑星を離れた。サンプルは2023年9月に地球に届けられた。探査機は、OSIRIS-APEXと名付けられた延長ミッションを継続し、2029年には地球近傍小惑星アポフィスを探査する予定である。
2021年、NASAは地球を潜在的に危険な物体から守る技術をテストするミッションである二重小惑星方向転換テスト（DART）を開始しました。DARTは、小惑星ディディモスの衛星ディモルフォスに2022年9月に意図的に衝突し、宇宙船の衝突によって小惑星が地球との衝突コースから逸れる可能性を評価しました。[ 148 ] 10月、NASAはDARTの成功を宣言し、ディモルフォスのディディモス周回軌道周期を約32分短縮したことを確認しました。[ 149 ]
2021年に打ち上げられたNASAのルーシーは、さまざまなタイプの7つの木星トロヤ群小惑星のフライバイに焦点を当てた、複数の小惑星フライバイ探査機です。最初の主要ターゲットである3548 Eurybatesへの到達は2027年まで予定されていませんが、メインベルト小惑星152830 Dinkineshと 52246 Donaldjohansonのフライバイは既に実施されています。[ 150 ] [ 151 ]
2023年10月に打ち上げられたNASAの探査機「プシュケ」は、同名の大型金属小惑星を調査することを目的としており、2029年にプシュケに到着する予定だ。
2024年10月に打ち上げられたESAのヘラ探査機は、DART衝突の結果を調査することを目的としている。クレーターの大きさや形状、衝突によって伝達された運動量を測定し、DARTによる軌道変更の効率を判断することが期待されている。
CNSAの天問2号は2025年5月に打ち上げられた。[ 6 ]太陽電気推進を用いて、地球近傍小惑星469219カモオアレワと活動中の小惑星311P/PanSTARRSを探査する。この宇宙船はカモオアレワのレゴリスのサンプルを採取する任務を負っている。[ 7 ]
小惑星採掘の概念は1970年代に提唱されました。マット・アンダーソンは、小惑星採掘の成功を「財政的に自立し、投資家にとって利益のある採掘プログラムの開発」と定義しています。[ 153 ]小惑星は、地球上で希少または枯渇している可能性のある材料の供給源として、あるいは宇宙居住施設の建設材料として利用できる可能性があると示唆されています。 [ 154 ]地球から打ち上げるには重くて費用がかかる材料は、いつか小惑星から採掘され、宇宙製造や建設に使用されるかもしれません。[ 155 ] [ 156 ]
地球上の資源枯渇が現実味を帯びてくるにつれ、小惑星から貴重な元素を抽出して地球に持ち帰り利益を得る、あるいは宇宙資源を利用して太陽光発電衛星や宇宙居住施設を建設する[ 157 ] [ 158 ]というアイデアがますます魅力的になってきている。理論的には、氷から処理された水で軌道上の推進剤貯蔵庫を補充できる可能性がある[ 159 ] [ 160 ]。
宇宙生物学の観点から、小惑星探査は地球外知的生命体探査（SETI）のための科学的データを提供する可能性がある。一部の天体物理学者は、高度な地球外文明がはるか昔に小惑星採掘を行っていた場合、これらの活動の特徴が検出できる可能性があると示唆している。[ 161 ] [ 162 ] [ 163 ]
地球の軌道と交差する軌道を持ち、十分な時間が経てば地球に衝突する可能性のある小惑星の特定への関心が高まっている。地球近傍小惑星の中で最も重要な3つのグループは、アポロ群、アモール群、アテン群である。
地球近傍小惑星433エロスは1898年には既に発見されており、1930年代には同様の天体が次々と発見された。発見順に、1221アモール、1862アポロ、2101アドニス、そして最後に1937年に地球から0.005天文単位まで接近した69230ヘルメスである。天文学者たちは地球衝突の可能性を認識し始めた。
その後数十年の間に、二つの出来事が警鐘を鳴らした。一つは、白亜紀末の大量絶滅は衝突によって起こったとするアルバレス仮説が広く受け入れられるようになったこと、もう一つは、1994年にシューメーカー・レヴィ第9彗星が木星に衝突する様子が観測されたことである。また、米軍は、核爆発を探知するために作られた軍事衛星が、直径1メートルから10メートルの物体による数百件の上層大気への衝突を検知していたという情報を機密解除した。
これらの考慮事項すべてが、電荷結合素子（CCD）カメラと望遠鏡に直接接続されたコンピューターからなる、非常に効率的な観測の開始を促した。2011年現在直径1キロメートル以上の地球近傍小惑星の89%から96%が発見されていると推定されている。[ 55 ] 2018年10月29日現在 LINEARシステムだけでも147,132個の小惑星が発見されている。[ 164 ]調査では、19,266個の 地球近傍小惑星が発見されており[ 165 ]、そのうち約900個は直径1km （0.6マイル） を超える。 [ 166 ]
2018年6月、国家科学技術会議は、米国は小惑星衝突事象への備えができていないと警告し、より良い備えのために「国家地球近傍天体対策戦略行動計画」を策定し発表した。[ 167 ] [ 168 ] [ 169 ] 2013年の米国議会における専門家の証言によると、NASAは小惑星迎撃ミッションを開始する前に少なくとも5年間の準備期間を必要とするだろう。[ 170 ]
さまざまな衝突回避技術は、全体的なパフォーマンス、コスト、失敗リスク、運用、および技術の準備状況などの指標に関して、異なるトレードオフを持っています。[ 171 ]小惑星/彗星の軌道を変更する方法は様々です。[ 172 ]これらは、緩和の種類（偏向または破砕）、エネルギー源（運動エネルギー、電磁エネルギー、重力エネルギー、太陽/熱エネルギー、または核エネルギー）、および接近戦略（迎撃、[ 173 ] [ 174 ]ランデブー、または遠隔局）。
戦略は大きく分けて破砕と遅延の2種類に分類されます。[ 172 ] [ 175 ]破砕は、衝突体を破砕して破片を地球に当たらないようにするか、大気圏で燃え尽きるほど小さくすることで、衝突体を無害化することに重点を置いています。遅延は、地球と衝突体の両方が軌道上にあるという事実を利用します。衝突は、両方が同時に宇宙空間の同じ地点に到達したとき、より正確には、衝突体が到着したときに地球表面のどこかの地点が衝突体の軌道と交差したときに発生します。地球の直径は約12,750 km (7,920 mi)で、軌道上を約30 km/s (19 mi/s)で移動しているため、地球は約425秒、つまり7分強で惑星の直径1つ分の距離を移動します。衝突体の到着をこの程度に遅らせたり早めたりすることで、衝突の正確な形状によっては、衝突体が地球に当たらないようにすることができます。[ 176 ]
「プロジェクト・イカロス」は、 1566イカロスとの衝突に備えた緊急対策として1967年に設計された最初のプロジェクトの一つでした。この計画は、報告書が完成するまで初飛行を行わなかった新型サターンVロケットに依存していました。6基のサターンVロケットが使用され、それぞれ衝突の数ヶ月から数時間前に異なる間隔で打ち上げられる予定でした。各ロケットには、100メガトンの核弾頭1基と、目標への誘導のために改良されたアポロ機械船と無人アポロ司令船が搭載される予定でした。核弾頭は表面から30メートルの地点で爆発し、小惑星の軌道を逸らすか、部分的に破壊するはずでした。その後の衝突による軌道の変化や小惑星の破壊に応じて、必要に応じて後のミッションが修正または中止されることになっていました。6基目のロケットの「最後の手段」としての打ち上げは、衝突の18時間前に行われる予定でした。[ 177 ]
小惑星と小惑星帯は、SF小説の定番である。小惑星はSF小説において、人類が植民地化する可能性のある場所、鉱物を採掘するための資源、他の2点間を移動する宇宙船が遭遇する危険、そして地球や他の居住可能な惑星、準惑星、自然衛星への衝突による生命への脅威など、いくつかの潜在的な役割を担っている。[ 178 ]
当サイトで使用している「小惑星」の定義には、トロヤ群（木星の第4および第5ラグランジュ点に捕捉された天体）、ケンタウルス族（木星と海王星の間を公転する天体）、および海王星以遠天体（海王星の外側を公転する天体）が含まれますが、これらは小惑星ではなく「準惑星」と呼ぶ方がより正確かもしれません。[ 17 ]
DeMeoCarry2013が呼び出されましたが、定義されていません (ヘルプ ページを参照してください)。
衛星を除く、太陽を周回するその他のすべての天体（現在、これには太陽系の小惑星のほとんど、太陽系外縁天体（TNO）のほとんど、彗星、その他の小天体が含まれる）は、総称して「太陽系小天体」と呼ばれる。
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フォボスと火星のもう一つの衛星であるダイモスは、捕獲された小惑星であるという説がある。
無傷であり、その内部は内部強度を持っていることが示唆されています。これは、ベスタとケレスの両方におけるドーン ミッションの結果と一致しています。ケレスの揮発性物質に富んだ組成は、ケレスに衛星が存在しないこと、そしてケレス由来の隕石が地球に飛来しないことの両方に寄与している可能性が高い。これらの結果は、小惑星帯の衛星形成には、衝突による破壊によって瓦礫の山構造が形成されることが必要条件であることを示唆している。
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