小惑星

小惑星は、太陽系内部を周回する小惑星（真の惑星でも彗星でもない）である。大気を持たない岩石、金属、氷の天体で、C型（炭素質）、M型（金属質）、S型（珪質）に分類される。小惑星の大きさと形は大きく異なり、直径1キロメートル未満で流星体よりも大きい小さな瓦礫の山から、直径約1000キロメートルの準惑星ケレスまで及ぶ。太陽放射で温められたときにコマ（尾）が現れる天体は小惑星ではなく彗星に分類されるが、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る。^{[1] [2]}

約100万個の小惑星が知られているが、^[3]その大半は火星と木星の軌道の間、太陽から約2～4AUの、小惑星帯と呼ばれる領域に位置している。すべての小惑星を合わせた質量は、地球の月のわずか3%に過ぎない。小惑星帯の小惑星のほとんどは、わずかに楕円形の安定した軌道を描き、地球と同じ方向に公転し、太陽の周りを一周するのに3～6年かかる。^[4]

歴史的に、小惑星は地球から観測されてきた。小惑星の最初の接近観測は、ガリレオ宇宙船によって行われた。その後、 NASAとJAXAによって小惑星専用のミッションがいくつか開始され、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調査し、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」と「はやぶさ2」はそれぞれイトカワとリュウグウを調査し、サンプルを持ち帰った。オシリス・レックスはベンヌを調査し、2020年にサンプルを収集し、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、メインベルトの2つと木星トロヤ群の8つ、合計10の異なる小惑星を調査する任務を負っている。 2023年10月に打ち上げられるプシケは、金属小惑星プシケを調査することを目的としている。

地球近傍小惑星は地球に衝突すると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は、白亜紀から古第三紀にかけて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。この危険に対処するための実験として、2022年9月、ダブル小惑星リダイレクトテスト宇宙船が、地球に危険のない小惑星ディモルフォスに衝突することでその軌道を変更することに成功した。

2006年、国際天文学連合（IAU）は、現在推奨されている広義の用語である「太陽系小天体」を導入した。これは、太陽系内の惑星、準惑星、天然衛星のいずれでもない天体として定義され、これには小惑星、彗星、および最近発見されたクラスが含まれる。^[5] IAUによると、「「小惑星」という用語は引き続き使用される可能性があるが、一般的には「太陽系小天体」が推奨される」とのことである。^[6]

歴史的に、最初に発見された小惑星であるケレスは、当初は新しい惑星であると考えられていた。^[a]その後、他の類似の天体が発見されたが、当時の機器では、それらは恒星のような光点のように見え、惑星の円盤はほとんどまたはまったく見られなかったが、見かけの動きから恒星と容易に区別できた。これをきっかけに、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た。^[b]これはギリシャ語でἀστεροειδής、またはasteroeidēsと造語され、「星のような、星の形をした」という意味で、古代ギリシャ語のἀστήρ astēr「星、惑星」に由来している。19世紀後半の初めには、小惑星と惑星（必ずしも「小惑星」と限定されているわけではない）という用語はまだ互換的に使用されていた。^[c]

伝統的に、太陽を周回する小天体は彗星、小惑星、または流星体に分類され、直径1メートル未満のものはすべて流星体と呼ばれていました。小惑星という用語は公式に定義されたことはありませんが、^[11]非公式には「太陽を周回する不規則な形の岩石体で、IAUの定義では惑星または準惑星には該当しないもの」という意味で使用されます。^[12]小惑星と彗星の主な違いは、彗星は太陽放射によって表面近くの氷が昇華したためにコマ（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ましたが、後に彗星活動の証拠を示しました。逆に、いくつかの（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、小惑星のような形になります。さらに、彗星はほとんどの小惑星よりも軌道が偏心していることがさらに異なります。偏心率の高い小惑星は、おそらく休眠中の彗星か絶滅した彗星です。^[13]

木星の軌道を越える小惑星は、特に一般的な表現では「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、太陽系内の小惑星に限定されることがますます一般的になりつつあります。^[15]したがって、この記事では、主に古典的な小惑星、つまり小惑星帯の天体、木星トロヤ群小惑星、地球近傍天体に限定します。

1801年にケレスが発見されてからほぼ2世紀にわたり、知られている小惑星はすべて、そのほとんどの時間を木星の軌道上かその軌道内で過ごしていたが、 944 イダルゴなど、一部の小惑星は軌道からさらに外側を周回していた。1977年の2060 カイロンの発見を皮切りに、天文学者らは木星よりも外側に恒久的に存在する小天体、現在ではケンタウルス族と呼ばれている天体の発見を重ねた。1992年には、冥王星以外で海王星の軌道を越えた最初の天体である15760 アルビオンが発見され、すぐに多数の同様の天体が観測され、現在では太陽系外縁天体と呼ばれている。さらに外側には、カイパーベルト天体、散乱円盤天体、そしてはるか遠くにあるオールトの雲があり、これらは休眠中の彗星の主な貯蔵庫であると仮定されている。これらは太陽系の冷たい外縁部に生息しており、そこでは氷は固体のままで、彗星のような天体は彗星活動をほとんど示さない。もしケンタウルス族や太陽系外縁天体が太陽に近づくと、その不安定な氷は昇華し、従来のアプローチ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、一部には「天体」と呼ばれている。^[15]カイパーベルト天体は主に彗星のような構成であると考えられているが、中には小惑星に似たものもある。^[16]大半は彗星に見られるような非常に偏心した軌道を持たず、これまでに発見されたものは従来の彗星核よりも大きい。スターダスト探査機によって収集された彗星塵の分析など、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おり、^[1]明確な境界線ではなく「小惑星と彗星の連続体」が示唆されている。^[2]

2006年、IAUは最大の小惑星、つまり自身の重力で楕円形になるほど重い小惑星を準惑星という分類にしました。この分類に当てはまるのは、小惑星帯で最大の天体である直径約975kmのケレスだけです。 ^{[17] [18]}

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あり、最初の小惑星であるケレスが特定されたのは1801年のことである。^[19]比較的反射率の高い表面を持つ小惑星4ベスタだけが、通常、暗い空で好ましい位置にあるときに肉眼で見える。まれに、地球の近くを通過する小さな小惑星が肉眼で短時間見えることがある。^[20] 2022年4月現在、小惑星センターは、太陽系の内側と外側にある1,199,224個の小惑星に関するデータを保有しており、そのうち約614,690個に番号を付けるのに十分な情報があった。^{[21][アップデート]}

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（現在は信用されていない）として知られる数値計算を発表しました。火星と木星の間の説明できない隙間を除けば、ボーデの法則は既知の惑星の軌道を予測しているようでした。^{[22] [23]}彼は「失われた惑星」の存在について、次のような説明を書いています。

この後者の点は、特に、太陽からの距離に関して知られている 6 つの惑星の驚くべき関係から導かれるようです。太陽から土星までの距離を 100 とすると、水星は太陽から 4 分の 1 離れています。金星は 4 + 3 = 7 です。地球は 4 + 6 = 10 です。火星は 4 + 12 = 16 です。ここで、この非常に整然とした進行にギャップが生じます。火星の後には 4 + 24 = 28 分の 1 の空間が続きますが、そこには惑星はまだ見られません。宇宙の創始者がこの空間を空のままにしておいたと信じられますか? 絶対に信じられません。ここから木星までの距離は 4 + 48 = 52 分の 1 になり、最後に土星までの距離は 4 + 96 = 100 分の 1 になります。^[24]

ボーデの法則は、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見つかるだろうと予測した。 ^{[23]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付近で天王星を発見したことで勢いを増した。^[22] 1800年、ドイツの天文雑誌Monatliche Correspondenz （月刊通信）の編集者であるフランツ・クサーヴァー・フォン・ザッハが率いるグループは、24人の経験豊富な天文学者（彼は彼らを「天体警察」と呼んだ）に要請書を送り、 ^[23]力を合わせて予想される惑星を計画的に捜索するよう求めた。^[23]彼らはケレスを発見しなかったが、後に小惑星2番パラス、3番ジュノー、4番ベスタを発見した。^[23]

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のカトリック司祭、ジュゼッペ・ピアッツィでした。グループへの参加の招待を受ける前に、ピアッツィは1801年1月1日にケレスを発見しました。 ^{[25]彼は「}ラ・カイユ氏の黄道帯の星のカタログの87番目の[星] 」^[22]を探していましたが、「その前に別の星があった」ことを発見しました。^[22]ピアッツィは星ではなく、動く星のような物体を発見しました。最初はそれを彗星だと思いました。^[26]

その光はやや弱く、木星の色をしていたが、一般に8等級とされる他の多くの星と似ていた。したがって、私はそれが恒星以外の何物でもないと疑わなかった。[...] 3日の夕方、それが恒星ではないことがわかり、私の疑念は確信に変わった。しかし、私はそれを公表する前に、4日の夕方まで待った。その夜、私はそれが前の日と同じ速度で動いているのを見て満足した。^[22]

ピアッツィはケレスを合計24回観測したが、最後の観測は1801年2月11日で、病気のため観測が中断された。彼は1801年1月24日に、ミラノの同僚の天文学者バルナバ・オリアーニとベルリンのボーデに宛てた手紙でのみ、この発見を発表した。^[19]彼はこれを彗星として報告したが、「動きが非常に遅く、むしろ均一であるため、彗星よりも何かもっと良いものであるかもしれないと何度も思いました」。^[22] 4月、ピアッツィはオリアーニ、ボーデ、フランスの天文学者ジェローム・ラランドに観測の全結果を送った。この情報は1801年9月の月刊通信誌に掲載された。^[26]

この時までに、ケレスの見かけの位置は変化しており（主に地球が太陽の周りを回っているため）、太陽の光に近すぎたため、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。その年の終わり頃には、ケレスは再び見えるはずだったが、長い時間が経っていたため、正確な位置を予測することは困難だった。ケレスを回収するために、当時24歳だった数学者カール・フリードリヒ・ガウスは、軌道を決定する効率的な方法を開発した。^[26]数週間で、彼はケレスの進路を予測し、その結果をフォン・ザッハに送った。1801年12月31日、フォン・ザッハと仲間の天体警察官ハインリッヒ・WM・オルバースは、予測された位置の近くでケレスを発見し、回収した。^[26]太陽から2.8 AUの距離では、ケレスはティティウス・ボーデの法則にほぼ完全に当てはまるように見えた。しかし、1846年に発見された海王星は予想よりも8AU近かったため、ほとんどの天文学者はこの法則は偶然であると結論付けました。^[27]ピアッツィは、新たに発見された天体を「シチリア島の守護女神とブルボン王フェルディナンドに敬意を表して」ケレス・フェルディナンデアと名付けました。^[24]

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年に発見されました。 ^[23] 1845年まで新しい小惑星は発見されませんでした。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 アストレアと名付けられる小惑星を発見しました。これは38年ぶりの新しい小惑星の発見でした。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ました。この後、他の天文学者も加わりました。 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番目の小惑星を発見したとき、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3人、カール・テオドール・ロバート・ルーサー、ジョン・ラッセル・ハインド、ヘルマン・ゴールドシュミットの顔を、この出来事を記念するメダルに刻んだ。^[28]

1891年、マックス・ウルフは、長時間露光の写真乾板上に短い線として現れる小惑星を検出する天体写真法の先駆者となった。 ^[28]これにより、以前の視覚的方法と比較して検出率が劇的に向上した。ウルフは、 323 Bruciaから始めて、単独で248個の小惑星を発見した。 ^[29]その時点で発見された小惑星は300個をわずかに上回る程度であった。小惑星はもっと多く存在することが知られていたが、ほとんどの天文学者はそれらを気にせず、一部の人はそれらを「空の害虫」と呼んだ。^[30]この言葉は、エドゥアルト・ズース^[31]とエドムンド・ヴァイス^[32 ] に由来するとされている。1世紀後でも、小惑星が特定され、番号が付けられ、名前が付けられたのはわずか数千個であった。

過去には、小惑星は4段階のプロセスで発見された。まず、広視野望遠鏡または天体写真機で空のある領域を撮影する。通常、1時間間隔で2枚の写真を撮影する。数日かけて複数の写真を撮影することもある。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する。太陽の周りを周回する物体は、2枚のフィルムの間をわずかに移動する。実体顕微鏡の下では、物体の画像は星の背景からわずかに浮かんでいるように見える。3番目に、動く物体が特定されると、デジタル顕微鏡を使用してその位置を正確に測定する。位置は、既知の星の位置を基準にして測定される。^[33]

最初の3つのステップは小惑星の発見にはならない。観測者は出現を発見しただけであり、その出現には発見年、発見の半月を表す文字、最後に発見の通し番号を表す文字と数字（例：1998 FJ ₇₄ ）からなる暫定的な指定が与えられる。最後のステップは、観測の位置と時間を小惑星センターに送信することであり、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付けているかどうかを判定する。そうであれば、その物体はカタログ番号を受け取り、計算された軌道を持つ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に物体に名前を付ける栄誉が与えられる。^[34]

1851年までに、王立天文学会は、小惑星の発見が急速に進んでいるため、小惑星を分類または命名するには別のシステムが必要であると判断しました。1852年にド・ガスパリが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、小惑星の発見順位を示す番号20マッサリアを与えました。小惑星は発見された後、二度と見られないこともありました。そのため、1892年からは、新しい小惑星は年と、その年内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るようになりました。たとえば、1892年に発見された最初の2つの小惑星には、1892Aと1892Bというラベルが付けられました。しかし、1893年に発見された小惑星すべてをアルファベットで表す文字数が足りなかったため、1893Zの次は1893AAとなりました。これらの方法にはいくつかのバリエーションが試され、1914年には年とギリシャ文字を組み合わせた表記法も導入された。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。^{[28] [35]}

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と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指定（ 2002 AT 4など）を受けています。小惑星の軌道が確認されると番号が付けられ、後に名前も付けられることがあります（例： 433 Eros）。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、本文で名前が繰り返される場合は最初に言及された後に番号を省略したりすることもよくあります。^[36]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。^[37]

最初に発見された小惑星には、伝統的に惑星を表すために使われてきたような象徴的な記号が割り当てられました。1852年までに、小惑星の記号は24種類あり、複数のバリエーションが存在することが多かったです。^[38]

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年版となるベルリン天文年鑑（BAJ、ベルリン天文年鑑）に大きな変更を加えた。彼は、伝統的な恒星の記号である円盤（円）を小惑星の一般的な記号として導入した。その後、円は特定の小惑星を示すために発見順に番号が付けられました。番号付き円の慣例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命名された最初の小惑星となった。しかし、プシケにも象徴的な記号が与えられ、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記号が与えられた。20マッサリアは象徴的な記号が割り当てられなかった最初の小惑星であり、1855年の37 フィデスの発見以降は象徴的な記号は作成されなかった。^{[39 ]}

多くの小惑星は、若い太陽の原始星雲の中にあった微惑星の破片であり、惑星になるほど大きくは成長しなかった。^[40]小惑星帯の微惑星は、木星が現在の質量に近づくまで原始星雲の他の天体とほぼ同じように進化したと考えられている。その時点で木星との軌道共鳴による励起により、小惑星帯の微惑星の99％以上が放出された。シミュレーションと自転速度およびスペクトル特性の不連続性から、直径約120 km（75マイル）を超える小惑星は初期の時代に集積し、より小さな天体は木星崩壊中または崩壊後に小惑星同士の衝突で生じた破片であることが示唆されている。^[41]ケレスとベスタは十分に大きく成長して溶融し分化させ、重金属元素は核に沈み、地殻に岩石鉱物が残った。^[42]

ニースモデルでは、多くのカイパーベルト天体が2.6AU以上の距離にある外小惑星帯に捕らえられている。そのほとんどは後に木星から放出されたが、残ったものはD型小惑星である可能性があり、ケレスも含まれる可能性がある。^[43]

太陽系内部を周回する小惑星のさまざまな動的グループが発見されています。それらの軌道は、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乱されます。重要なグループには次のものがあります。

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、一般的に軌道離心率は比較的低い（つまりあまり細長くない）軌道を描いている。この小惑星帯には、直径1km（0.6マイル）を超える小惑星が110万～190万個、^[44]それより小さい小惑星が数百万個あると推定されている。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、太陽系の形成期に木星による大きな重力摂動によって微惑星が惑星に集積するのを防いだ。

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は数十万個あり、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、^[45]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。^[46]知られている小惑星のほとんどの絶対等級は11 から 19 で、中央値は約 16 です。^[47]

小惑星帯の総質量は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ディスクの質量は100倍以上です。^[48] 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、ベルトの総質量の62％を占め、39％はケレスだけで占めています。

トロヤ群は、より大きな惑星や衛星と軌道を共有しているが、より大きな天体の前方と後方に 60° ずつある 2 つのラグランジュ安定点L ₄と L _{5 の}いずれかを周回しているため、衝突しない種族です。

太陽系では、知られているトロヤ群のほとんどが木星の軌道を共有している。それらは、L ₄（木星の前方）のギリシャ陣営とL _{5 （木星の後方）の}トロヤ群に分けられる。1キロメートルを超える木星トロヤ群は100万以上存在すると考えられており、^[49]そのうち7,000以上が現在カタログ化されている。他の惑星の軌道では、これまでに9つの火星トロヤ群、28の海王星トロヤ群、2つの天王星トロヤ群、2つの地球トロヤ群のみが発見されている。一時的な金星トロヤ群も知られている。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的なトロヤ群はおそらく存在しない。^[50]

地球近傍小惑星（NEA）は、地球に近い軌道を持つ小惑星である。実際に地球の軌道を横切る小惑星は地球横断小惑星として知られている。2022年4月現在^{[アップデート]}、合計28,772個の地球近傍小惑星が知られており、そのうち878個は直径が1キロメートル以上である。^[51]

地球近傍小惑星のうち少数は、揮発性表面物質を失った絶滅した彗星であるが、微弱また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、境界はやや曖昧である。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追い出された。^{[52] [53]}

多くの小惑星には天然の衛星（小惑星の衛星）がある。2021年10月現在^{[アップデート]}、少なくとも1つの衛星を持つことが知られている小惑星は85個あり、そのうち3つは衛星を2つ持つことが知られている。^[54]直径4.5km（2.8マイル）の潜在的に危険な小惑星の一つである小惑星3122フローレンスには、直径100～300m（330～980フィート）の衛星が2つあり、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た。^[55]

地球近傍小惑星は、半長径（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。^{[56] [52]}

• アティラスまたはアポヘレスは厳密に地球の軌道の内側を周回している。アティラス小惑星の遠日点距離（Q）は地球の近日点距離（0.983 AU）よりも小さい。つまり、Q < 0.983 AUであり、小惑星の半径も0.983 AU未満であることを意味する。^[57]
• アテン小惑星の軌道長半径は 1 AU 未満で、地球の軌道と交差しています。数学的には、a < 1.0 AUかつQ > 0.983 AUです。(0.983 AU は地球の近日点距離です。)
• アポロは半長軸が 1 AU を超え、地球の軌道を横切ります。数学的には、a > 1.0 AUかつq < 1.017 AUです。(1.017 AU は地球の遠日点距離です。)
• アモール小惑星は、地球の軌道の外側を周回しています。アモール小惑星の近日点距離 (q) は、地球の遠日点距離 (1.017 AU) よりも大きいです。アモール小惑星は地球近傍天体でもあるため、q < 1.3 AUです。まとめると、1.017 AU < q < 1.3 AUです。(これは、小惑星の半径 (a) も 1.017 AU より大きいことを意味します。) 一部のアモール小惑星の軌道は、火星の軌道と交差しています。

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、火星での衝突によって形成されたのかは不明である。^{[58]フォボスとダイモスはどちらも炭素質}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型小惑星と非常に似ている。^[59]これらの類似性に基づいて、1つの仮説は、両方の衛星が捕獲されたメインベルト小惑星であるというものである。^{[60] [61]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、捕獲の起源には、当初の非常に離心率の高い軌道を円形にし、その傾斜を赤道面内に調整するメカニズムが必要である。これはおそらく大気の抵抗と潮汐力の組み合わせによるものであるが、^[62]ダイモスの場合、これが発生するのに十分な時間がかかったかどうかは明らかではない。^[58]捕獲にはエネルギーの消散も必要である。現在の火星の大気は薄すぎるため、大気ブレーキによってフォボスサイズの天体を捕獲することはできない。^[58] 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連星系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。^{[61] [63]}

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、火星形成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。 ^[64]

もう一つの仮説は、火星はかつてフォボスやダイモスサイズの天体で囲まれており、おそらく大きな微惑星との衝突によって火星の周りを回る軌道に放出されたというものである。^{[65]フォボスの内部の高い多孔性（密度1.88 g/cm 3}に基づき、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している。^[66]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層状珪酸塩を主に含む組成を示唆している。そのスペクトルはすべてのクラスのコンドライト隕石のスペクトルとは異なり、やはり小惑星起源ではないことを示している。^[67]両方の研究結果は、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フォボスが誕生したという説を支持しており、^[68]これは地球の月の起源に関する 一般的な理論と似ている。

小惑星の大きさは大きく異なり、ほぼ直径は最大のもので1000 km、岩石で直径わずか1メートルで、それ以下の天体は流星体に分類されます。^[f]最も大きい3つはミニチュア惑星に非常に似ています。それらはほぼ球形で、少なくとも部分的に分化した内部を持ち、^[69]原始惑星の生き残り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、傷ついた微惑星か、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940km（580マイル）で、群を抜いて最大の小惑星である。次に大きいのは4ベスタと2パラスで、どちらも直径が500km（300マイル）をわずかに超える程度である。ベスタはメインベルト小惑星4つの中で最も明るく、肉眼で見えることもある。^[70]稀に、地球近傍小惑星が技術的な支援なしに短時間見えるようになることがある。99942アポフィスを参照。

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%に相当します。このうち、ケレスは938 × 10 ¹⁸  kgで、全体の約40％を占めています。次に重い3つの天体、ベスタ（11％）、パラス（8.5％）、ヒギエア（3〜4％）を加えると、この数字は60％を少し超えます。次に重い7つの小惑星を加えると、合計は70％になります。^[48]小惑星の数は、個々の質量が減少するにつれて急速に増加します。

小惑星の数は大きさが増すにつれて著しく減少する。大きさの分布は一般にべき乗則に従うが、約5 kmと100 kmの領域では、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。直径約120 kmを超える小惑星のほとんどは原始的（集積期から生き残った）ですが、それより小さな小惑星のほとんどは原始的小惑星の断片化によって生じたものです。メインベルトの原始的な小惑星の数は、おそらく現在の200倍でした。^{[71] [72]}

小惑星帯の3つの最大の天体であるケレス、ベスタ、パラスは、惑星に共通する多くの特徴を共有する無傷の原始惑星であり、不規則な形状の小惑星の大部分と比較すると異例である。4番目に大きい小惑星ヒギエアは、ほとんどの小惑星と同様に、内部が未分化である可能性があるものの、ほぼ球形に見えます^[73]。4つの最大の小惑星は、小惑星帯の質量の半分を占めています。

ケレスは、自身の重力によって可塑性形状を呈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。^[74]絶対等級は他の小惑星よりもはるかに高く、約3.32である。 ^[75]また、表面は氷の層を持っている可能性がある。^[76]惑星と同様に、ケレスは分化しており、地殻、マントル、核を持っている。^[76]地球ではケレスの隕石は発見されていない。^[77]

ベスタも太陽系の霜線の内側で形成されたにもかかわらず、分化した内部構造をしており、水は存在しない。^{[78] [79]}そ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。^[80]南極にある大きなクレーター、レアシルビアを除けば、ベスタも楕円形をしている。ベスタはベスティアン族やその他のV型小惑星の母天体であり、地球上の隕石の5%を占めるHED隕石の起源でもある。

パラスは天王星のように横向きに回転し、その回転軸が軌道面に対して大きく傾いているという点で珍しい。 ^[81]その組成はケレスと似ており、炭素とケイ素を多く含み、部分的に分化している可能性がある。^[82]パラスはパラディオ小惑星 族の母天体である。

ヒュギエアは最大の炭素質小惑星であり^[83]、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。ヒュギエア族小惑星の最大のメンバーであり、推定上の親天体である。ベスタのようにその族の起源となるのに十分な大きさのクレーターが表面にないため、ヒュギエアはヒュギエア族を形成した衝突で完全に破壊され、質量の2%弱を失って再合体した可能性があると考えられている。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、ヒュギエアはほぼ球形であることが明らかになった。これは、ヒュギエアが静水圧平衡にあるか、以前は静水圧平衡にあったか、または破壊されて再合体していることのいずれにも一致する。^{[84] [85]}

大型小惑星の内部分化は、天然衛星の欠如と関係している可能性があり、メインベルト小惑星の衛星は主に衝突による破壊から形成され、瓦礫の山のような構造を形成すると考えられている。^[77]

小惑星帯の大型小惑星の自転速度の測定から、上限があることがわかった。直径が100メートルを超える小惑星で、自転周期が2.2時間未満のものはほとんどない。^[86]この速度より速く自転する小惑星の場合、表面の慣性力は重力よりも大きいため、ゆるい表面物質は吹き飛ばされる。しかし、固体であればもっと速く自転できるはずである。これは、直径が100メートルを超える小惑星のほとんどが、小惑星同士の衝突後に堆積した破片によって形成された瓦礫の山であることを示唆している。^[87]

小惑星は宇宙風化により、年月とともに暗く赤くなります。^[88]しかし、証拠によれば、色の変化のほとんどは最初の10万年の間に急速に起こるため、小惑星の年齢を決定するためのスペクトル測定の有用性は限られています。^[89]

「ビッグ4」（ケレス、パラス、ベスタ、ヒギエア）を除いて、小惑星は形が不規則であっても、外観は大体似ている可能性が高い。50 km（31マイル）の253マチルドは、小惑星の半径と同じ直径のクレーターで満たされた瓦礫の山である。ビッグ4に次いで大きい小惑星の1つである300 km（190マイル）の511ダビダの地球からの観測では、同様の角張ったプロファイルが明らかになり、半径サイズのクレーターで満たされていることを示唆している。^{[90]マチルドや}243アイダなどの中型小惑星も、間近で観測されており、表面を深いレゴリスが覆っていることが明らかになっている。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ない。ベスタは、南極に半径サイズのクレーターを取り囲む圧縮亀裂があるが、それ以外は球状である。

ドーン探査機は、ケレスの表面にはクレーターが多数あるが、予想よりも大きなクレーターの数は少ないことを明らかにした。 ^[91]現在の小惑星帯の形成に基づくモデルでは、ケレスには直径400 km (250 mi) を超えるクレーターが10～15個あると示唆されていた。 ^[91]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。 ^[92]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していることである。 ^[91]

小惑星は特徴的な発光スペクトルによって分類され、大多数がC型、M型、S型の3つの主なグループに分類される。これらはそれぞれ、炭素質（炭素に富む）、金属、珪質（石質）の組成を表す。小惑星の物理的組成は多様で、ほとんどの場合十分に理解されていない。ケレスは、氷のマントルに覆われた岩石の核で構成されているようで、ベスタはニッケル鉄の核、オリビンのマントル、玄武岩の地殻を持つと考えられている。^[93]最大の未分化小惑星であると考えられている10ヒギエアは、炭素質コンドライトの均一で原始的な組成を持っているようだが、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した小惑星である可能性がある。他の小惑星は、岩石と金属を多く含む原始惑星の残りの核またはマントルであると思われる。小型の小惑星のほとんどは、重力によって緩くまとまった瓦礫の山であると考えられていますが、最も大きなものはおそらく固体です。一部の小惑星には衛星があったり、共軌道を周回する連星であったりします。瓦礫の山、衛星、連星、散在する小惑星族は、親小惑星、またはおそらく惑星を破壊した衝突の結果であると考えられています。^[94]

主小惑星帯には、2つの主要な小惑星群があるようです。暗く、揮発性物質に富む集団で、アルベドが0.10未満、密度が1000万分の1未満のC型とP型の小惑星で構成されています。2.2 g/cm ³ 、そしてS型とM型の小惑星からなる高密度で揮発性物質の少ない集団で、アルベドが0.15以上、密度が2.7以上である。これらの集団の中で、おそらく圧縮のため、大きな小惑星はより高密度である。質量が2.2 g/cm 3 を超える小惑星のスコアには、マクロ多孔性（間隙真空）が最小限であるように見える。10 × 10 ¹⁸  kg . ^[95]

組成は、アルベド、表面スペクトル、密度という 3 つの主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、衛星を持つすべての小惑星は、体積の半分が空間である可能性のある岩石と金属の緩い塊である瓦礫の山であることが判明しています。調査された小惑星は、直径が 280 km にもなり、121 ハーマイオニー(268×186×183 km) と87 シルビア(384×262×232 km) が含まれています。87シルビアより大きい小惑星はほとんどなく、衛星を持つものはありません。シルビアのような大型小惑星が、おそらく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、太陽系の形成に重要な影響を及ぼします。固体の衝突のコンピューターシミュレーションでは、衝突によって互いが破壊されることも合体することも同じくらい多いことが示されていますが、瓦礫の山が衝突すると合体する可能性が高いことが示されています。これは、惑星の核が比較的急速に形成された可能性があることを意味します。^[96]

科学者たちは、地球に最初にもたらされた水の一部は、月を作った衝突の後に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。^[97] 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の存在が確認された。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。^{[98] [99] [97] [100]} 24テミスに氷が存在することで、最初の理論が妥当なものになっている。^[97]

2013年10月、白色矮星 GD 61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ました。^[101] 2014年1月22日、欧州宇宙機関（ESA）の科学者は、小惑星帯最大の天体であるケレスで水蒸気を初めて確実に検出したと報告しました。 ^{[102]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ました。^[103]この発見は予想外でした。なぜなら、小惑星ではなく彗星は通常、「ジェットやプルームを噴出する」と考えられているからです。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ます。」^[103]

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可能性があることがわかった。「放射線を浴びた岩石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使用して実施され、数値はイトカワS型小惑星について示されている。[ ^{104] [105]}

1990年にアルジェリアで発見された隕石、アクフェル049は、2019年に超多孔質岩石学（UPL）を持つことが示されました。これは、これらの孔を埋めていた氷が除去されることで形成された可能性のある多孔質組織であり、UPLが「原始的な氷の化石を表している」ことを示唆しています。^[106]

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、小惑星の衝突によって初期の地球に生命の誕生に必要な化学物質がまかれたり、生命そのものが地球にもたらされた（「パンスペルミア」と呼ばれる出来事）のではないかと推測する人もいます。^{[107] [108] 2011年8月、}地球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ました。^{[109] [110] [111]}

2019年11月、科学者らは隕石中にリボースを含む糖分子を初めて検出したと報告した。これは、小惑星の化学反応によって生命にとって重要な根本的に不可欠な生体成分が生成される可能性があることを示唆しており、地球上のDNAに基づく生命の起源に先立つRNAワールドの概念、さらにはパンスペルミア説の概念を裏付けている。^{[112] [113] [114]}

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 つの基準に従って分類されます。

多くの小惑星は、その軌道特性に基づいてグループや族に分類されている。最も大まかな区分は別として、小惑星のグループは、そのグループで最初に発見されたメンバーにちなんで名付けられるのが通例である。グループは比較的緩やかな力学的関係であるのに対し、族はより緊密で、過去のある時点での大きな親小惑星の壊滅的な分裂の結果である。^{[115]族は主小惑星帯内でより一般的で識別しやすいが、}木星トロヤ群の間でいくつかの小さな族が報告されている。^{[116]主小惑星帯の族は、1918年に}平山清次によって初めて認識され、彼に敬意を表して平山族と呼ばれることが多い。

小惑星帯の天体の約 30 ～ 35% は力学族に属しており、それぞれが過去の小惑星同士の衝突に共通の起源を持つと考えられています。また、冥王星系準惑星 ハウメアにも力学族が関連付けられています。

一部の小惑星は、地球や他の惑星と共軌道をなす珍しい馬蹄形の軌道を描いています。例としては、 3753 クルースネや2002 AA 29が挙げられます。この種の軌道配置の最初の例は、土星の衛星エピメテウスとヤヌスの間で発見されました。これらの馬蹄形の天体は、数十年または数百年の間、一時的に準衛星となり、その後元の状態に戻ることがあります。地球と金星はどちらも準衛星を持つことが知られています。

このような天体は、地球や金星、あるいは仮説上は水星と関連している場合、アテン小惑星の特別なクラスとなります。ただし、このような天体は外惑星と関連している可能性もあります。

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いた小惑星の分類システムが開発された。 ^[117]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る。元の分類システムには3つのカテゴリがあった。暗い炭素質の天体はC型（既知の小惑星の75％）、石質（珪質）の天体はS型（既知の小惑星の17％）、CとSのどちらにも当てはまらないものはU型である。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た。研究される小惑星が増えるにつれて、タイプの数は増え続けている。

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つである。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年代に行われた8色小惑星調査から収集されたデータに基づいている。これにより、14の小惑星カテゴリが作成された。^[118] 2002年には、メインベルト小惑星分光調査により、トーレン分類の修正版が24の異なるタイプに分類された。どちらのシステムも、C、S、X小惑星の3つの大まかなカテゴリに分類され、XはM型などの主に金属小惑星で構成される。さらに小さなクラスもいくつかある。^[119]

さまざまなスペクトル型に分類される既知の小惑星の割合は、必ずしもその型に属するすべての小惑星の割合を反映するものではありません。一部の型は他の型よりも検出が容易であるため、合計に偏りが生じます。

もともと、スペクトルの指定は小惑星の組成の推測に基づいていました。^[120]しかし、スペクトルクラスと組成の対応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。これにより、大きな混乱が生じています。異なるスペクトル分類の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、同じ分類クラスの小惑星が同じ（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ある。つまり、彗星のようにコマや尾、その他の質量損失の視覚的証拠を示すが、軌道は木星の軌道内にとどまっている（小惑星のように）。^{[121] [122]}これらの天体は、もともと2006年に天文学者のデイビッド・ジューイットとヘンリー・シェイによってメインベルト彗星（MBC）と命名されたが、この名前は、彗星のように必然的に氷で構成され、メインベルト内にのみ存在することを意味しているが、活動小惑星の数が増えていることから、必ずしもそうではないことがわかっている。^{[121] [123] [124]}

最初に発見された活動的な小惑星は7968エルスト・ピサロである。1979年に（小惑星として）発見されたが、 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、133P/エルスト・ピサロ彗星という名称が与えられた。^{[121] [125]}もう一つの注目すべき天体は311P/パンスターズである。ハッブル宇宙望遠鏡による観測で、この小惑星には6つの彗星のような尾があることが明らかになった。^{[126]尾は、小惑星が物質を}吹き飛ばすほどの速さで回転した結果として小惑星から放出された物質の流れであると考えられている。^[127]

NASAのダブル小惑星リダイレクトテスト宇宙船は、小惑星ディモルフォスに衝突し、これを活動小惑星にした。科学者は、いくつかの活動小惑星は衝突イベントの結果であると提唱していたが、小惑星の活性化を観察した人はいなかった。DARTミッションは、正確に知られ、注意深く観察された衝突条件の下でディモルフォスを活性化し、初めて活動小惑星の形成の詳細な研究を可能にした。^{[128] [129]}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。^[130]衝突により塵の柱が発生し、一時的にディディモス系が明るくなり、10,000キロメートル（6,200マイル）の長さの塵の尾が発生し、数か月間続いた。^{[131] [132] [133]}

宇宙旅行の時代になるまで、小惑星帯の物体は大型望遠鏡でしか観測できず、その形状や地形は謎のままでした。地上に設置された最新の望遠鏡や地球を周回するハッブル宇宙望遠鏡でも、最も大きな小惑星の表面の詳細をほんの少ししか解像できません。小惑星の形状や構成に関する限定的な情報は、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ます。大きさは、恒星の掩蔽（小惑星が恒星の正面を通過するとき）の長さを計測することで推定できます。レーダー画像化により、特に地球近傍小惑星の場合、小惑星の形状や軌道および自転パラメータに関する優れた情報が得られます。宇宙船のフライバイは、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できます。サンプルリターンミッションは、表土の構成についての洞察を提供します。

小惑星は比較的小さく、かすかな物体であるため、地上観測 (GBO) から得られるデータは限られている。地上の光学望遠鏡によって、可視等級が得られる。絶対等級に変換すると、小惑星の大きさの大まかな推定値が得られる。GBO によって光度曲線の測定も可能であり、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)、および小惑星の形状の大まかな推定値が得られる。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物体の組成に関する情報を提供する。このような観測は、表面の薄い層 (最大数マイクロメートル) に関する情報しか提供しないため、限界がある。^[134]惑星学者のパトリック ミシェルは次のように書いている。

中赤外線から熱赤外線までの観測と偏光測定は、実際の物理的特性をある程度示す唯一のデータであると思われます。単一波長で小惑星の熱流束を測定すると、物体の大きさを推定できます。これらの測定は、可視光スペクトル領域での反射太陽光の測定よりも不確実性が低くなります。2 つの測定を組み合わせることができれば、有効直径と幾何学的アルベド (後者は、ゼロ位相角、つまり照明が観測者の真後ろから来るときの明るさの尺度) の両方を導き出すことができます。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。物質がどれだけ速く加熱または冷却するかの尺度である熱慣性は、ほとんどの観測された小惑星では、露出した岩石の基準値よりも低いですが、月の表土よりも高くなっています。この観測は、表面に粒状物質の絶縁層が存在することを示しています。さらに、おそらく重力環境に関連して、より小さな物体（より低い重力）は粗い粒子からなる小さなレゴリス層を持ち、より大きな物体はより厚い細かな粒子からなるレゴリス層を持つ傾向があるようです。しかし、このレゴリス層の詳細な特性は、遠隔観測からはほとんどわかっていません。さらに、熱慣性と表面粗さの関係は単純ではないため、熱慣性を慎重に解釈する必要があります。^{[134] [引用過多]}

地球に接近する地球近傍小惑星は、レーダーを使ってより詳しく調べることができる。レーダーは小惑星の表面に関する情報を提供する（例えば、クレーターや岩の存在を示すことができる）。このような観測は、プエルトリコのアレシボ天文台（305メートルの皿）とカリフォルニアのゴールドストーン天文台（70メートルの皿）によって行われた。レーダー観測は、観測された物体の軌道と回転の力学を正確に判断するためにも使用できる。^[134]

宇宙と地上の両方の観測所が小惑星探索プログラムを実施しました。宇宙での探索では、干渉する大気がなく、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期待されています。NEOWISEはメインベルトの小惑星を10万個以上観測し、スピッツァー宇宙望遠鏡は地球近傍小惑星を700個以上観測しました。これらの観測により、観測された天体の大まかな大きさは判明しましたが、表面特性（表土の深さや組成、安息角、凝集性、多孔性など）に関する詳細は限定的でした。^[134]

ハッブル宇宙望遠鏡では、小惑星帯での衝突する小惑星の追跡、^{[135] [136]}小惑星の崩壊、^[137]彗星のような6つの尾を持つ活動的な小惑星の観測、 ^[138]専用ミッションの対象として選ばれた小惑星の観測など、小惑星の研究も行われました。^{[139] [140]}

パトリック・ミシェルによれば

小惑星の内部構造は、宇宙船で測定された嵩密度、小惑星連星の場合の自然衛星の軌道、ヤルコフスキー熱効果による小惑星の軌道のドリフトなど、間接的な証拠からのみ推測されます。小惑星の近くの宇宙船は、小惑星の重力によって十分に乱されるため、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。質量と体積から嵩密度を導き出すことができますが、その不確実性は通常、体積推定の誤差によって左右されます。小惑星の内部多孔性は、その嵩密度を想定される隕石類似体の嵩密度と比較することで推測できます。暗い小惑星は明るい小惑星よりも多孔性が高いようです (>40%)。この多孔性の性質は不明です。^[134]

初めてクローズアップで撮影された小惑星は1991年の951ガスプラで、続いて1993年に243イダとその衛星ダクティルが撮影され、いずれも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。他の目的地に向かう途中で宇宙船が短時間訪れた他の小惑星には、 9969ブレイユ（1999年にディープ・スペース1号によって）、 5535アンネフランク（2002年にスターダストによって）、2867シュタインスと21ルテティア（2008年にロゼッタ探査機によって）、および4179トータティス（2012年に3.2km（2マイル）以内を飛行した中国の月周回衛星嫦娥2号によって）がある。

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マチルドの写真を撮影した後、 433エロスの周回軌道に入り、最終的に2001年にその表面に着陸しました。これは小惑星の周回と着陸に成功した最初の宇宙船でした。^[141] 2005年9月から11月にかけて、日本の探査機はやぶさが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り、初の小惑星サンプルリターンミッションとなりました。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年間観測しました。

2014年にJAXAが打ち上げた探査機「はやぶさ2 」は、目標の小惑星リュウグウを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年に新たな目標地に到着する予定だ。

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を打ち上げました。2021年、探査機は表面のサンプルを持って小惑星を出発しました。サンプルは2023年9月に地球に届けられました。宇宙船はOSIRIS-APEXと名付けられた延長ミッションを継続し、2029年に地球近傍小惑星アポフィスを探査する予定です。

2021年、NASAは、地球を潜在的に危険な物体から守るための技術をテストするミッションである二重小惑星リダイレクトテスト（DART）を開始しました。DARTは、2022年9月に二重小惑星ディディモスの小惑星衛星 ディモルフォスに意図的に衝突し、宇宙船の衝突が小惑星を地球との衝突コースから逸らす可能性を評価しました。^[142] 10月、NASAはDARTが成功したと宣言し、ディディモスの周りのディモルフォスの軌道周期を約32分短縮したことを確認しました。^[143]

2021年に打ち上げられたNASAのルーシーは、7つの様々なタイプの木星トロヤ群小惑星の通過を目的とした、複数の小惑星をフライバイする探査機である。最初の主要目標である3548ユーリバテスには2027年まで到達する予定はないが、メインベルト小惑星152830ディンキネシュのフライバイをしており、 2025年には別の小惑星52246ドナルドヨハンソンのフライバイを行う予定である。 ^{[144] [145]}

• 小惑星専用の宇宙探査機
• 
  はやぶさ2
• 
  夜明け
• 
  ルーシー
• 
  プシュケ

• 2023年10月に打ち上げられるNASAの探査機「プシケ」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年にそこに到着する予定となっている。
• 2024年10月に打ち上げられるESAのHeraは、DARTの衝突の結果を調査することを目的としています。クレーターの大きさと形態、衝突によって伝達された運動量を測定し、DARTによって生成された偏向の効率を判断することが期待されています。
• JAXAのDESTINY+は、ふたご座流星群の母天体である3200フェートンと、さまざまな小天体を通過するミッションである。打ち上げは2024年に予定されている。 ^[146]
• CNSAの天問2号は2025年に打ち上げられる予定である。^[147]計画通りに進めば、太陽電気推進を使用して、共軌道上の地球近傍小惑星469219カモオアレワと活動小惑星 311P/パンスターズを探査する。この宇宙船はカモオアレワの表土のサンプルを収集することを任務としている。^[148]

小惑星採掘の概念は1970年代に提案された。マット・アンダーソンは、成功した小惑星採掘を「経済的に自立し、投資家に利益をもたらす採掘プログラムの開発」と定義している。^[149]小惑星は、地球上では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、または^[150]宇宙居住地を建設するための材料として使用される可能性があると示唆されている。地球から打ち上げるには重くて高価な材料は、いつか小惑星から採掘され、宇宙の製造と建設に使用されるかもしれない。^{[151] [152]}

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、それを地球に持ち帰って利益を得る、あるいは宇宙資源を使って太陽光発電衛星や宇宙居住施設を建設するといったアイデアがより魅力的になってきている。 ^{[153] [154]}仮説的には、氷から精製した水は軌道上の燃料貯蔵庫に燃料を補給できるかもしれない。^{[155] [156]}

宇宙生物学の観点から見ると、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。^{[157] [158] [159]}

地球の軌道を横切り、十分な時間が経過すれば地球に衝突する可能性のある小惑星を特定することへの関心が高まっています。地球近傍小惑星の最も重要な 3 つのグループは、アポロ、アモル、アテンです。

地球近傍小惑星433エロスは1898 年にはすでに発見されており、1930 年代には同様の天体が次々と発見されました。発見順に並べると、1221 アモール、1862 アポロ、2101 アドニス、そして最後に69230 ヘルメスで、1937 年に地球の0.005  AU以内に接近しました。天文学者たちは地球衝突の可能性に気づき始めました。

その後の数十年間に起きた2つの出来事が警戒を強めた。衝突が白亜紀-古第三紀の絶滅をもたらしたとするアルバレス仮説が広く受け入れられたことと、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のを観測したことである。米軍はまた、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の高層大気の衝突を探知したという情報を機密解除した。

これらすべての考慮が、望遠鏡に直接接続された電荷結合素子（CCD）カメラとコンピューターで構成される高効率な調査の開始を促しました。2011年の時点で^{[アップデート]}、直径1キロメートル以上の地球近傍小惑星の89％から96％が発見されたと推定されています。^[51] 2018年10月29日の時点で^{[アップデート]}、LINEARシステムだけで147,132個の小惑星が発見されています。^[160]調査では、直径1キロメートル（0.6マイル）を超えるものが約900個を含む、19,266個の地球近傍小惑星が発見されました。^{[162 ]}

2018年6月、国家科学技術会議は、米国が小惑星衝突イベントに備えていないと警告し、より良い準備のために「国家地球近傍天体準備戦略行動計画」を策定し発表した。^{[163] [164] [165] 2013年の}米国議会の専門家証言によると、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年間の準備が必要であるという。^[166]

衝突回避技術にはさまざまなものがあり、全体的な性能、コスト、故障リスク、運用、技術の準備状況などの指標に関してトレードオフが異なります。^[167]小惑星/彗星の進路を変える方法はさまざまです。^[168]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、核エネルギー）、接近戦略（傍受^{[169] [170] 、}ランデブー、または遠隔ステーション）。

戦略は、2つの基本的なセットに分けられる。それは、断片化と遅延である。^{[168] [171]}断片化は、衝突体を断片化してその破片を散乱させ、地球を回避したり、大気圏で燃え尽きるほど小さくしたりすることで、衝突体を無害にすることに重点を置いている。遅延は、地球と衝突体が両方とも軌道上にあるという事実を利用する。衝突は、両方が同時に宇宙の同じ地点に到達したときに発生する。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する。地球の直径は約12,750 kmで、軌道上を毎秒約30 kmで移動しているため、約425秒、つまり7分強で惑星1個の直径の距離を移動する。衝突体の到着をこの程度の時間遅らせたり早めたりすると、衝突の正確な形状によっては、地球を回避できる可能性がある。^[172]

「イカロス計画」は、1967年に1566イカロスとの衝突に備えた緊急時対応計画として設計された最初のプロジェクトの1つでした。この計画は新しいサターンVロケットに依存していましたが、このロケットは報告書が完成するまで初飛行しませんでした。6機のサターンVロケットが使用され、それぞれ衝突から数か月から数時間までさまざまな間隔で打ち上げられました。各ロケットには、100メガトンの核弾頭1個と、目標への誘導用に改造されたアポロサービスモジュールと無人のアポロコマンドモジュールが搭載されることになっていました。弾頭は表面から30メートルのところで爆発し、小惑星を逸らすか部分的に破壊します。その後の衝突が小惑星の進路に及ぼす影響や小惑星の破壊に応じて、その後のミッションは必要に応じて変更またはキャンセルされます。6機目のロケットの「最後の手段」の打ち上げは、衝突の18時間前でした。^[173]

小惑星と小惑星帯は、SF ストーリーの定番です。SF では、小惑星は、人類が移住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 地点間を移動する宇宙船が遭遇する危険、そして衝突の可能性による地球や他の居住惑星、準惑星、自然衛星の生命への脅威など、いくつかの潜在的な役割を果たします。

• 小惑星
• 小惑星の一覧
• 例外的な小惑星のリスト
• 地球に接近する小惑星のリスト
• 失われた小惑星
• 小惑星の名前の意味

• Azadmanesh, M.; Roshanian, J.; Hassanalian, M. (2023). 「小惑星研究の重要性について: 包括的レビュー」。Progress in Aerospace Sciences . 142 : 100957. doi :10.1016/j.paerosci.2023.100957.
• Badescu, Viorel編 (2013). 小惑星: 将来的なエネルギーと物質資源。ベルリン: Springer。Bibcode : 2013aste.book.....B. doi :10.1007/978-3-642-39244-3. ISBN 978-3-642-39244-3。
• バーンズ・スヴァルニー、パトリシア・L. (2003)。『小惑星：地球の破壊者か、新たなフロンティアか？』ケンブリッジ、マサチューセッツ州：ベーシックブックス。ISBN 978-0-7382-0885-5。
• ビンゼル、リチャード P. ;ゲーレルズ、トム; マシューズ、ミルドレッド シャプレー編 (1989)。『小惑星 II』。ツーソン: アリゾナ大学出版局。ISBN 978-0-8165-1123-5。
• ウィリアム・F・ボトケ;チェリーノ、アルベルト。パオリッキ、パオロ。ビンゼル、リチャード P.編（2002年）。アステロイドⅢ．ツーソン：アリゾナ大学出版局。ISBN 978-0-8165-4651-0。
• コワル、チャールズ T. (1996)。 『小惑星：その性質と利用（第 2 版）』。イギリス、チチェスター：J. Wiley。ISBN 978-0-471-96039-3。
• Metzger, Philip T. ; Sykes, Mark V.; Stern, Alan; Runyon, Kirby (2019年2月). 「小惑星の惑星から非惑星への再分類」. Icarus . 319 : 21–32. arXiv : 1805.04115 . Bibcode :2019Icar..319...21M. doi :10.1016/j.icarus.2018.08.026. S2CID  119206487.
• ミシェル、パトリック、デメオ、フランチェスカ E.、ボットケ、ウィリアム F.編 (2015)。小惑星 IV。ヒューストン: 月惑星研究所。ISBN 978-0-8165-3218-6。
• ピーブルズ、カーティス (2000)。『小惑星：歴史』ワシントン DC：スミソニアン協会出版局。ISBN 978-1-56098-389-7。

• 「小惑星名のアルファベット順リスト」。小惑星センター。国際天文学連合。
• 「惑星科学研究の発見における小惑星の記事」。惑星科学。ハワイ大学。
• 「JPL 小惑星監視サイト」。ジェット推進研究所。
• NASA 小惑星・彗星監視サイト
• 小惑星の大きさの比較（動画；2:40）YouTube