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小惑星帯は太陽系内のトーラス状の領域で、太陽を中心とし、おおよそ木星と火星の軌道の間の空間に広がっています。この中には、小惑星または小惑星と呼ばれる不規則な形状をした固体の天体が多数存在します。確認されている天体の大きさは様々ですが、惑星よりもはるかに小さく、平均して約100万キロメートル（60万マイル）離れています。この小惑星帯は、太陽系の他の小惑星群と区別するために、主小惑星帯またはメインベルトとも呼ばれています。 [1]
小惑星帯は、太陽系で知られている最も小さく最も内側の恒星周円盤です。太陽系の他の領域にある小天体には、地球近傍天体、ケンタウロス族、カイパーベルト天体、散乱円盤天体、セドノイド、オールトの雲天体などがあります。メインベルトの質量の約60%は、4つの最大の小惑星、ケレス、ベスタ、パラス、ヒギエアに含まれています。小惑星帯の総質量は、月の3%と推定されています。[2]
小惑星帯で準惑星になるほど大きい唯一の天体であるケレスは、直径が約950kmであるのに対し、ベスタ、パラス、ヒュギエアの平均直径は600km未満である。[3] [4] [5] [6]鉱物学的に分類される残りの天体の大きさは、数メートルに及ぶ。[7]小惑星の物質は非常に薄く分布しているため、多くの無人宇宙船が問題なく通過している。[8]それでも、大きな小惑星同士の衝突が起こり、同様の軌道特性と組成を持つ小惑星ファミリーが形成されることがある。小惑星帯内の個々の小惑星はスペクトルによって分類され、ほとんどが炭素質（C型）、ケイ酸塩（S型）、金属に富む（M型）の3つの基本グループに分類される。
小惑星帯は原始太陽系星雲から微惑星の集まりとして形成され、[9]原始惑星のより小さな前駆物質であった。しかし、火星と木星の間では、木星からの重力摂動がそれらの惑星への集積を妨げ、 [9] [10]余分な運動エネルギーを与え、衝突した微惑星と初期の原始惑星のほとんどを粉砕した。その結果、小惑星帯の元の質量の99.9%が太陽系の歴史の最初の1億年で失われた。[11]いくつかの破片は最終的に太陽系の内部に流れ込み、内惑星への隕石衝突をもたらした。小惑星の軌道は、太陽の周りの公転周期が木星と軌道共鳴を形成するたびに、大幅に摂動され続けている。これらの軌道距離では、小惑星が他の軌道に押し流されるときにカークウッドのギャップが発生する。 [12]
観察の歴史
1596年、ヨハネス・ケプラーは著書『宇宙の神秘』の中で「火星と木星の間に惑星を置く」と書き、そこに惑星が見つかるだろうという予言を述べた。[14]ティコ・ブラーエのデータを分析していたケプラーは、火星と木星の軌道のギャップが大きすぎて、惑星の軌道が見つかる場所に関する自身のモデルに当てはまらないと考えた。[15]
天文学者ヨハン・ダニエル・ティティウス・フォン・ヴィッテンベルク[17] [18]は、シャルル・ボネの『自然の黙想』[16]の1766年の翻訳の匿名の脚注で、現在ティティウス・ボーデの法則として知られる惑星の配置の明らかなパターンを指摘した。数字の列を0から始めて、3、6、12、24、48などを含め、そのたびに2倍にし、各数字に4を加えて10で割ると、天文単位で測定された既知の惑星の軌道の半径に驚くほど近い近似値が得られる。ただし、火星(12)と木星(48)の軌道の間に「欠けている惑星」(列の24に相当)があることを前提とする。脚注でティティウスは「しかし、建築主はそのスペースを空けておくべきだったのか? 決してそうではない」と断言した。[17]ウィリアム・ハーシェルが1781年に天王星を発見したとき、その惑星の軌道はこの法則にほぼ一致していたため、一部の天文学者は火星と木星の軌道の間に惑星があるはずだと結論付けました。[19]
1801年1月1日、シチリア島パレルモ大学の天文学部長ジュゼッペ・ピアッツィは、このパターンで予測された半径とまったく同じ軌道を回る小さな物体を発見した。彼はそれを、ローマ神話の豊穣の女神でシチリア島の守護神にちなんで「ケレス」と名付けた。ピアッツィは当初、それが彗星だと信じていたが、コマがなかったことから惑星である可能性が示唆された。[20] このように、前述のパターンは当時の8つの惑星（水星、金星、地球、火星、ケレス、木星、土星、天王星）すべての長半径を予測していた。ケレスの発見と同時期に、フランツ・クサーヴァー・フォン・ザッハの招待により、「天体警察」と呼ばれる24人の天文学者の非公式グループが結成され、さらなる惑星を発見するという明確な目的が設けられた。彼らは、ティティウス・ボーデの法則により惑星が存在するはずと予測された火星と木星の間の領域に焦点を絞って探索を行った。 [21] [22]
約15か月後、天体警察の一員であるハインリヒ・オルバースは、同じ領域で2番目の天体、パラスを発見しました。他の既知の惑星とは異なり、ケレスとパラスは、望遠鏡の最高倍率でも円盤に分解されるのではなく、光点のままでした。動きが速いことを除けば、それらは恒星と区別がつかないように見えました。[23]
そのため、1802年にウィリアム・ハーシェルは、ギリシャ語 で「星のような」を意味する「アストロエイデス」にちなんで、それらを「小惑星」と名付けた別のカテゴリーに分類することを提案した。[24] [25]ケレスとパラスの一連の観測を終えた彼は、次のように結論付けた。[26]
これらの 2 つの星には、惑星や彗星という呼称は、言語的に適切とは言えません。... これらは小さな星に非常に似ているため、ほとんど区別がつきません。このことから、私は自分の名前をとって、これらを小惑星と呼ぶことにします。ただし、これらの星の性質をよりよく表す別の名前が思いついた場合は、その名前を変更する自由を留保します。
1807年までにさらなる調査により、この地域で2つの新しい物体、ジュノーとベスタが発見されました。[23]ナポレオン戦争でリリエンタールが焼失し、そこで主な作業が行われていたため、[27]この最初の発見の時期は終わりました。[23]
ハーシェルの造語にもかかわらず、数十年にわたってこれらの天体を惑星と呼び[16]、その名前の前に発見された順番を表す番号を付けるという慣習が残っていた。1 ケレス、2 パラス、3 ジュノー、4 ベスタ。しかし、1845 年に天文学者のカール・ルートヴィヒ・ヘンケが5 番目の天体 ( 5 アストレア) を発見し、その後まもなく、新しい天体が加速度的に発見された。それらを惑星として数えることはますます面倒になっていった。最終的に、それらは惑星リストから外され ( 1850 年代初頭にアレクサンダー・フォン・フンボルトが最初に提案したように)、ハーシェルの造語である「小惑星」が徐々に一般的に使用されるようになった。[16]
1846年の海王星の発見は、その軌道が予測された位置からかけ離れたことから、科学者の間でティティウス・ボーデの法則の信頼性を失わせることとなった。現在まで、この法則に対する科学的説明は与えられておらず、天文学者の間では偶然の一致と見なすのが一般的である。[28]
「小惑星帯」という表現は 1850 年代初頭に使われるようになったが、誰がこの用語を作ったのかを特定するのは難しい。英語で最初に使われたのは、アレクサンダー・フォン・フンボルトの『コスモス』の 1850 年の翻訳 (エリーズ・オッテによる) のようだ。[29]「[...] 11 月 13 日と 8 月 11 日頃には、流星が定期的に出現する。これはおそらく、地球の軌道と交差し、惑星の速度で移動する小惑星帯の一部を形成する」。別の初期の使用例は、ロバート・ジェームズ・マンの『天体の知識へのガイド』にある。[30]「小惑星の軌道は、宇宙の両端の間に広がる広い帯状の空間に位置している [...]」。アメリカの天文学者ベンジャミン・パースがこの用語を採用し、その推進者の 1 人であったようだ。[31]
1868年半ばまでに100個を超える小惑星が発見され、1891年にマックス・ウルフによる天体写真術の導入により発見率が加速しました。[32] 1921年までに合計1,000個の小惑星が発見され、[33] 1981年までに10,000個、[34] 2000年までに100,000個になりました。 [35]現代の小惑星調査システムでは、自動化された手段を使用して、ますます多くの新しい小惑星を見つけています。
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検出されたと報告した。 [36]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。[37]この発見は予想外だった。なぜなら、小惑星ではなく彗星が通常「噴流や噴煙を噴出する」と考えられているからだ。科学者の一人によると、「彗星と小惑星の境界線はますます曖昧になっている」という。[37]
起源
形成
1802年、パラスを発見した直後、オルバースはハーシェルとカール・ガウスに、ケレスとパラスはかつて火星・木星領域にあったはるかに大きな惑星の破片であり、この惑星は何百万年も前に内部爆発または彗星の衝突に見舞われたのではないかと示唆した。 [38]一方、オデッサの天文学者KNサフチェンコは、ケレス、パラス、ジュノー、ベスタは爆発した惑星の破片ではなく、逃げ出した衛星であると示唆した。[39]惑星を破壊するのに必要な大量のエネルギーと、地球の月の質量のわずか約4％というベルトの低質量を合わせると、[3]これらの仮説は支持されない。さらに、小惑星間の大きな化学的差異は、それらが同じ惑星から来たものである場合、説明が難しくなる。[40]
小惑星帯の形成に関する現代の仮説は、太陽系全般において、惑星の形成が長年信じられてきた星雲仮説に匹敵する過程を経て起こったと考えられていることと関係している。星間塵とガスの雲が重力の影響を受けて崩壊し、回転する物質の円盤を形成し、それが集まって太陽と惑星を形成した。[41]太陽系の歴史の最初の数百万年の間に、粘着性衝突の集積プロセスによって小さな粒子が凝集し、徐々に大きくなった。凝集体が十分な質量に達すると、重力によって他の天体を引き寄せ、微惑星になる可能性がある。この重力集積によって惑星が形成された。[42]
小惑星帯となる領域内の微惑星は、木星の重力によって強く乱された。[43] 軌道共鳴は、小惑星帯内の物体の軌道周期が木星の軌道周期の整数分の1になる場所で発生し、物体を別の軌道に乱した。火星と木星の軌道の間にある領域には、このような軌道共鳴が多数存在する。木星が形成後に内側に移動すると、これらの共鳴が小惑星帯全体に広がり、その領域の個体群を動的に刺激し、互いの相対速度を増大させた。[44] 衝突の平均速度が高すぎる領域では、微惑星の粉砕が集積よりも優位になり、[45]惑星の形成が妨げられた。代わりに、微惑星は以前と同じように太陽の周りを回り続け、時々衝突した。[43]
太陽系の初期の歴史では、小惑星はある程度溶け、その中の元素が質量によって分化しました。祖先天体の中には、爆発的な火山活動の期間を経てマグマの海を形成したものもあります。しかし、天体が比較的小さいため、はるかに大きな惑星と比較すると、必然的に溶ける期間は短く、形成されてから最初の数千万年の間に、約45億年前に終了しました。[46] 2007年8月、ベスタ由来であると考えられている南極の隕石に含まれるジルコン結晶の研究により、ベスタ、ひいては小惑星帯の残りの部分が、太陽系が誕生してから1000万年以内に、かなり急速に形成されたことが示唆されました。[47]
進化
小惑星は原始太陽系の純粋なサンプルではありません。形成以来、内部加熱（最初の数千万年）、衝突による表面溶融、放射線による宇宙風化、微小隕石による衝突など、かなりの進化を遂げてきました。[48] [49] [50] [51]一部の科学者は小惑星を残留微惑星と呼んでいますが、[52]他の科学者はそれらを別のものと考えています。[53]
現在の小惑星帯には、原始小惑星帯の質量のほんの一部しか含まれていないと考えられています。コンピューターシミュレーションによると、元々の小惑星帯には地球と同等の質量があった可能性があります。[54]主に重力の摂動により、物質のほとんどは形成後約100万年以内に小惑星帯から放出され、元の質量の0.1％未満が残されました。[43]小惑星帯の形成以来、小惑星帯のサイズ分布は比較的安定しており、メインベルト小惑星の典型的な大きさに大きな増加や減少は発生していません。[55]
半径2.06 天文単位（AU）にある木星との4:1軌道共鳴は、小惑星帯の内側の境界とみなすことができます。木星の摂動により、そこに迷い込んだ天体は不安定な軌道に送られます。この隙間の半径内で形成された天体のほとんどは、太陽系の初期の歴史において、火星（1.67 AUに遠日点がある）に吸い上げられたか、その重力摂動によって放出されました。 [56]ハンガリア小惑星は4:1共鳴よりも太陽に近いですが、その高い傾斜角により破壊から保護されています。[57]
小惑星帯が最初に形成されたとき、太陽から2.7AUの距離の温度は、水の凝固点より低い「雪線」を形成しました。この半径を超えて形成された微惑星は氷を蓄積することができました。 [58] [59] 2006年には、雪線を超えた小惑星帯内で彗星 の集団が発見されました。これは地球の海の水源となった可能性があります。いくつかのモデルによると、地球の形成期の水のガス放出は海を形成するのに不十分であり、彗星の衝突などの外部源が必要でした。[60]
外側の小惑星帯には、過去数百年の間にそこに到達した可能性のあるいくつかの天体が含まれているようで、そのリストには（457175）2008 GO 98（別名362P）が含まれています。[61]
特徴
一般的なイメージとは反対に、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広がっているため、慎重に狙わなければ小惑星に到達することはまず不可能でしょう。とはいえ、現在知られている小惑星の数は数十万個で、その総数は、下限サイズに応じて数百万個以上に及びます。200個を超える小惑星が100 kmを超えることが知られており、[63]赤外線波長の調査では、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。[64]
メインベルトの小惑星の数は、サイズが小さくなるにつれて着実に増加しています。サイズ分布は一般的にべき乗則に従いますが、曲線には約5 kmと100 km の半径では、このような曲線から予想されるよりも多くの小惑星が発見されています。約100 km より大きい小惑星のほとんどは、直径120kmの小惑星は原始的であり、集積期から生き残ったものであるが、それより小さな小惑星のほとんどは原始的小惑星の破片化によって生じたものである。主小惑星帯の原始的個体数はおそらく現在の200倍であった。[65] [66]
知られている小惑星の絶対等級は、ほとんどが11から19で、中央値は約16です。 [67]小惑星間の距離は平均約965,600 km（600,000マイル）ですが、[68] [69]これは小惑星ファミリーによって異なり、検出されていないより小さな小惑星はさらに近い可能性があります。小惑星帯の全質量は2.39 × 10 21 kgで、月の質量の3％に相当します。[2] 4つの最大の天体であるケレス、ベスタ、パラス、ヒギエアは、ベルト全体の質量の62％を占めると推定されており、そのうち39％はケレスだけで占めています。[70] [5]
構成
現在の小惑星帯は、主にC型炭素質小惑星、S型ケイ酸塩小惑星、X型小惑星のハイブリッドグループの3つのカテゴリで構成されています。ハイブリッドグループはスペクトルに特徴がありませんが、反射率に基づいて3つのグループに分けることができ、M型金属小惑星、P型原始小惑星、E型エンスタタイト小惑星になります。これらの主要なクラスに当てはまらない追加のタイプが発見されています。小惑星のタイプの構成傾向は、太陽からの距離が増加するにつれて、S、C、P、スペクトルに特徴のないDタイプの順になっています。[72]
炭素質小惑星は、その名前が示すように、炭素を豊富に含んでいます。それらは小惑星帯の外側の領域で優勢であり、[73]内側のベルトではまれです。[72]これらは合わせて、目に見える小惑星の75％以上を占めています。それらは他の小惑星よりも赤みがかっており、アルベドは低いです。その表面の組成は、炭素質コンドライト 隕石に似ています。化学的には、そのスペクトルは、水素、ヘリウム、揮発性物質を除いた初期太陽系の原始的な組成と一致しています。[74]
S型（ケイ酸塩に富む）小惑星は、太陽から2.5AU以内のベルトの内側領域でより一般的です。[73] [75]これらの小惑星の表面のスペクトルは、ケイ酸塩といくらかの金属の存在を明らかにしましたが、顕著な炭素化合物は見当たりません。これは、これらの小惑星の物質が、おそらく溶融と再形成によって、原始的な組成から大幅に変化したことを示しています。これらの小惑星は比較的高いアルベドを持ち、小惑星全体の約17％を占めています。[74]
M 型 (金属に富む) 小惑星は、通常、メインベルトの中央に見られ、残りの小惑星の大部分を占めています。[74]そのスペクトルは鉄ニッケルのスペクトルに似ています。衝突によって破壊された分化した祖天体の金属核から形成されたものもあると考えられています。ただし、一部のケイ酸塩化合物も同様の外観を生み出すことがあります。たとえば、大型の M 型小惑星22 Kalliope は、主に金属で構成されていないようです。[76]小惑星帯内では、M 型小惑星の数の分布は、約 2.7 AU の長半径でピークに達します。[77]すべての M 型が組成的に類似しているかどうか、または主要な C クラスと S クラスにうまく当てはまらないいくつかの種類のラベルであるかどうかはまだ明らかではありません。[78]
一つの謎は、小惑星帯におけるV型（ベストイド）または玄武岩質小惑星の相対的な希少性である。 [79]小惑星形成理論では、ベスタ以上の大きさの物体は地殻とマントルを形成し、主に玄武岩で構成され、結果として小惑星の半分以上が玄武岩またはオリビンで構成されると予測されている。しかし、観測によると、予測された玄武岩質物質の99％が不足していることが示唆されている。[80] 2001年まで、小惑星帯で発見されたほとんどの玄武岩質天体は小惑星ベスタ（V型と呼ばれる理由）に由来すると考えられていたが、小惑星1459マグニャの発見により、それまでに発見された他の玄武岩質小惑星とはわずかに異なる化学組成が明らかになり、起源が異なることが示唆された。[80]この仮説は、2007年に外帯で7472クマキリと(10537)1991RY16という2つの小惑星が発見されたことでさらに強化されました。これらの小惑星は、ベスタ由来ではあり得ない異なる玄武岩組成を持っています。これら2つは、現在までに外帯で発見された唯一のV型小惑星です。[79]
小惑星帯の温度は太陽からの距離によって変化します。小惑星帯内の塵粒子の典型的な温度は、2.2 AUで200 K（-73 °C）から3.2 AUで165 K（-108 °C）までの範囲です。[82]しかし、自転により、小惑星の表面温度は、側面が交互に太陽放射と恒星の背景にさらされるため、大幅に変化する可能性があります。
メインベルト彗星
外縁帯にある目立たない天体の中には、彗星活動を示すものもいくつかある。それらの軌道は古典的彗星の捕獲では説明できないため、外縁小惑星の多くは氷で覆われており、氷が時折小さな衝突によって昇華すると考えられている。主帯彗星は地球の海の主要な発生源であった可能性がある。なぜなら、古典的彗星が主要な発生源であったには重水素比が低すぎるからである。[83]
軌道
小惑星帯内のほとんどの小惑星は、軌道離心率が0.4未満、傾斜角が30°未満です。小惑星の軌道分布は、離心率が約0.07、傾斜角が4°未満のときに最大になります。[67]したがって、典型的な小惑星は比較的円形の軌道を持ち、黄道面の近くにあるものの、一部の小惑星の軌道は離心率が高く、黄道面から大きく外れている場合があります。
「メインベルト」という用語は、最も多くの天体が集中している、よりコンパクトな「コア」領域のみを指すために使用されることがあります。これは、2.06 AU と 3.27 AU の強い 4:1 と 2:1 のカークウッドギャップの間にあり、軌道離心率は約 0.33 未満、軌道傾斜角は約 20° 未満です。2006 年現在[アップデート]、この「コア」領域には、太陽系内で発見され番号が付けられたすべての小惑星の 93% が含まれています。[84] JPL小天体データベースには、100 万を超える既知のメインベルト小惑星が記載されています。[85]
カークウッドギャップ
I: 内側メインベルト ( a < 2.5 AU )
II: 中部メインベルト ( 2.5 AU < a < 2.82 AU )
III: 外側メインベルト ( a > 2.82 AU )
小惑星の長半径は、太陽の周りの軌道の大きさを表すのに使用され、その値によって小惑星の公転周期が決まる。1866年、ダニエル・カークウッドは、これらの天体の軌道と太陽の距離にギャップがあることを発表した。これらの天体は、太陽の周りの公転周期が木星の公転周期の整数分の1である位置にあった。カークウッドは、惑星の重力摂動によって小惑星がこれらの軌道から外れたと提唱した。[86]
小惑星の平均軌道周期が木星の軌道周期の整数分の1である場合、ガス巨星との平均運動共鳴が生成され、小惑星を新しい軌道要素に摂動させるのに十分である。原始小惑星は、木星の軌道の移動によりこれらの隙間に入りました。[87]その後、小惑星は主にヤルコフスキー効果によりこれらの隙間軌道に移動するが、[72]摂動や衝突によっても入ることがある。入った後、小惑星は徐々に、より大きなまたはより小さな長半径を持つ別のランダムな軌道に押しやられます。
衝突
小惑星帯の高密度な密度は、小惑星同士の衝突が頻繁に起こる活発な環境を作り出している（長い時間スケールで）。平均半径10kmの小惑星帯の天体同士の衝突は、約1000万年に1回起こると予想されている。 [88]衝突により、小惑星が多数の小さな破片に分裂することがある（新しい小惑星族の形成につながる）。[89]逆に、相対速度が低い衝突により、2つの小惑星が結合することもある。このようなプロセスが40億年以上続いた結果、現在、小惑星帯の天体は元の天体とほとんど似ていない。
証拠によれば、直径200メートルから10キロメートルのメインベルト小惑星のほとんどは、衝突によって形成された瓦礫の山である。これらの天体は、主に自己重力によって結合した多数の不規則な物体で構成されており、その結果、内部にかなりの多孔性が生じている。[90]小惑星帯には、小惑星の天体とともに、粒子半径が最大数百マイクロメートルの塵の帯も含まれている。この微細な物質は、少なくとも部分的には、小惑星同士の衝突や、小惑星への微小隕石の衝突によって生成される。ポインティング・ロバートソン効果により、太陽放射の圧力により、この塵はゆっくりと太陽に向かって螺旋状に移動する。[91]
この微細な小惑星の塵と放出された彗星物質の組み合わせが黄道光を生み出す。このかすかなオーロラの輝きは、夜に太陽の方向から黄道面に沿って広がる。可視の黄道光を生み出す小惑星粒子の平均半径は約 40 μm である。メインベルトの黄道雲粒子の典型的な寿命は約 70 万年である。したがって、塵の帯を維持するためには、小惑星帯内で新しい粒子が着実に生成されなければならない。[91]かつては、小惑星の衝突が黄道光の主要成分を形成すると考えられていた。しかし、ネスヴォルニーと同僚によるコンピューターシミュレーションでは、黄道光の塵の 85 パーセントは、彗星や小惑星帯での小惑星の衝突ではなく、木星族の彗星の破片によるものであるとされた。塵の最大 10 パーセントが小惑星帯に起因する。[92]
隕石
衝突によって生じた破片の一部は、地球の大気圏に突入する流星体を形成する可能性がある。 [93]現在までに地球上で発見された5万個の隕石のうち、99.8パーセントは小惑星帯で発生したと考えられている。[94]
家族やグループ
1918年、日本の天文学者平山清次氏は、いくつかの小惑星の軌道が類似したパラメータを持ち、家族やグループを形成していることに気づきました。[95]
小惑星帯の小惑星の約3分の1は、小惑星族のメンバーです。これらは、半長径、離心率、軌道傾斜角などの同様の軌道要素と、同様のスペクトル特性を共有しており、これは、より大きな天体の分裂という共通の起源を示しています。小惑星帯のメンバーについては、これらの要素ペアのグラフィック表示は、小惑星族の存在を示す濃度を示します。小惑星族である可能性のある約20〜30の関連があります。それほど確実ではない追加のグループが見つかっています。メンバーが同様のスペクトル特性を示す場合、小惑星族を確認できます。[96]小惑星のより小さな関連は、グループまたはクラスターと呼ばれます。
小惑星帯で最も有名なファミリーには、（長半径が増加する順に）フローラファミリー、エウノミアファミリー、コロニスファミリー、エオスファミリー、テミスファミリーがある。[77]フローラファミリーは、800を超えるメンバーが知られている最大のファミリーの1つであり、10億年未満前に衝突して形成された可能性がある。[97] ファミリーの真のメンバーである最大の小惑星は4ベスタである。（これは、ゲフィオンファミリーのケレスの場合の侵入者とは対照的である。）ベスタファミリーは、ベスタへのクレーター形成衝突の結果として形成されたと考えられている。同様に、HED隕石もこの衝突の結果としてベスタから発生した可能性がある。[98]
小惑星帯内には3つの目立つ塵の帯が発見されている。これらはエオス、コロニス、テミス小惑星族と同様の軌道傾斜を持っているため、これらのグループに関連している可能性がある。[99]
後期重爆撃期後のメインベルトの進化は、おそらく大型ケンタウルス族や太陽系外縁天体（TNO）の通過によって影響を受けた。太陽系内部に到達したケンタウルス族やTNOは、メインベルト小惑星の軌道を変えることができるが、その質量が1回の遭遇で10 −9 M ☉、複数回の接近遭遇の場合は1桁小さくなります。ただし、ケンタウルス族とTNOは、一部の古い小惑星族を摂動させることはあっても、メインベルトの若い小惑星族を大幅に分散させる可能性は低いです。ケンタウルス族または太陽系外縁天体として発生した現在のメインベルト小惑星は、寿命が400万年未満で外帯に位置している可能性があり、メインベルト小惑星の典型的なものよりも大きな離心率で2.8〜3.2 AUの間を周回している可能性が高いです。[100]
周辺
ベルトの内縁（1.78 AUから2.0 AUの範囲、平均半径1.9 AU）には、ハンガリア族の小惑星がある。これらは主要メンバーである434ハンガリアにちなんで名付けられており、このグループには少なくとも52個の命名された小惑星が含まれている。ハンガリアグループは4:1のカークウッドギャップによって本体から分離されており、軌道傾斜角が大きい。一部のメンバーは火星横断小惑星のカテゴリに属しており、火星による重力摂動がこのグループの総数を減少させる要因である可能性が高い。[57]
小惑星帯の内側にあるもう一つの高傾斜角のグループはフォカイア族である。これらは主にS型小惑星で構成されており、隣接するハンガリア族にはE型小惑星もいくつか含まれている。[101]フォカイア族は太陽から2.25AUから2.5AUの間を周回している。[102]
小惑星帯の外縁には、 3.3 AU から 3.5 AU の間を周回するキュベレー群がある。これらは木星と 7:4 の軌道共鳴を持つ。ヒルダ族は3.5 AU から 4.2 AU の間を比較的円形の軌道で周回し、木星と 3:2 の軌道共鳴で安定している。4.2 AU を超えると木星の軌道まで小惑星はほとんどない。後者にはトロヤ群小惑星が 2 つあり、少なくとも 1 km を超える物体については、小惑星帯の小惑星とほぼ同じ数である。[103]
新しい家族
天文学的に言えば、いくつかの小惑星族は最近形成されたものである。カリン族は、半径33kmの祖先小惑星との衝突により、約570万年前に形成されたと思われる。[104]ヴェリタス族は約830万年前に形成され、その証拠として海洋堆積物から回収された惑星間塵が挙げられる。[105]
最近では、チョウセンアサガオのクラスターが約53万年前にメインベルト小惑星との衝突によって形成されたようです。年齢の推定は、物理的証拠ではなく、メンバーが現在の軌道を回っている確率に基づいています。しかし、このクラスターは黄道帯の塵の供給源であった可能性があります。[106] [107]イアンニニクラスター（約 100万～500万年前）などの他の最近のクラスター形成も 、この小惑星の塵の追加の供給源となった可能性があります。[108]
探検
小惑星帯を横断した最初の宇宙船はパイオニア10号で、1972年7月16日にこの地域に入った。当時は、小惑星帯の破片が宇宙船に危険を及ぼすのではないかと懸念されていたが、それ以来、複数の宇宙船が何事もなく安全に横断している。パイオニア11号、ボイジャー1号と2号、ユリシーズは、小惑星を撮影することなく小惑星帯を通過した。カッシーニは2000年に小惑星帯を横断しながらプラズマと微細な塵粒子を測定した。 [109]木星に向かう途中、ジュノーは科学データを収集することなく小惑星帯を横断した。[110]ベルト内の物質の密度が低いため、探査機が小惑星に衝突する確率は10億分の1未満と推定されている。[111]
これまでに撮影されたメインベルト小惑星のほとんどは、他のターゲットに向かう探査機による短時間の接近通過から得られたものです。メインベルト小惑星を軌道上で長期間調査したのは、ドーンミッションだけです。ガリレオ探査機は1991年に951ガスプラ、1993年に243イダを撮影し、その後NEARは1997年に253マチルドを撮影し、 2001年2月に地球近傍小惑星433エロスに着陸した。カッシーニは2000年に2685マズールスキーを、スターダストは2002年に5535アンネフランクを、ニューホライズンズは2006年に132524APLを、ロゼッタは2008年9月に2867シュタインスを、 2010年7月に21ルテティアを撮影した。ドーンは2011年7月から2012年9月までベスタを周回し、2015年3月からケレスを周回している。[112]
ルーシー宇宙探査機は、木星トロヤ群に向かう途中で、2023年に152830ディンキネシュをフライバイしました。[ 113 ] ESAのJUICEミッションは、 2029年に小惑星223ローザをフライバイする予定で、小惑星帯を2回通過します。[114]プシケ宇宙船は、NASAの大型M型小惑星16プシケへのミッションです。[115]
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、メインベルト小惑星に関連するメディアがあります。
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