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小惑星帯は、太陽を中心とするトーラス状の領域で、おおよそ木星と火星の軌道の間に広がっています。この領域には、小惑星または準惑星と呼ばれる、不規則な形状の固体天体が多数存在します。確認されている天体は様々な大きさですが、惑星よりははるかに小さく、平均して約100万キロメートル（または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、主小惑星帯または主ベルトとも呼ばれます。 [ 1 ]
小惑星帯は、太陽系で最も内側にある最小の周星円盤です。その総質量は月の3%と推定されており、その約60%は4つの最大の小惑星、ケレス、ベスタ、パラス、ヒギエアに集中しています。他の領域にある太陽系の小天体の分類としては、地球近傍天体、ケンタウルス族天体、トロヤ群天体、海王星以遠天体（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。[ 2 ]
小惑星帯で唯一、準惑星に分類されるほど大きい天体 であるケレスの直径は約950kmであるのに対し、ベスタ、パラス、ヒギエアの平均直径は600km未満である 。[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]残りの鉱物学的に分類された天体の大きさは数メートルまでである。[ 7 ]小惑星の物質は非常に薄く分布しているため、無人宇宙船が何事もなく通過している。[ 8 ]それにもかかわらず、大きな小惑星同士の衝突は起こり、軌道特性と組成が似ている小惑星族を生み出すことがある。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）、金属に富む小惑星を含むX型の3つの基本グループに分類される。
小惑星帯は、原始太陽星雲から微惑星群として形成されました[ 9 ]。微惑星は原始惑星のより小さな前駆天体です。しかし、火星と木星の重力摂動により、惑星への集積が阻害され[ 9 ] [ 10 ]、衝突する微惑星と初期の原始惑星の大部分を粉砕する過剰な運動エネルギーが与えられました。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1億年で失われました[ 11 ] 。一部の破片は最終的に太陽系の内側に入り込み、内惑星への隕石衝突を引き起こしました。小惑星の軌道は、太陽の周りを公転する周期が木星と軌道共鳴を形成するたびに、著しく摂動を受け続けます。このような軌道距離では、小惑星が他の軌道に掃き込まれるため、カークウッドギャップが発生します。 [ 12 ]
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」と記し、そこに惑星が見つかるだろうという自身の予測を述べた。[ 14 ]ケプラーはティコ・ブラーエのデータを分析する中で、火星と木星の軌道の間には、惑星の軌道が存在するはずの場所に関する自身のモデルに当てはまらないほど大きなギャップが存在すると考えた。[ 15 ]
1766年にシャルル・ボネの『自然の瞑想』を翻訳した際の匿名の脚注で、ヴィッテンベルクの天文学者ヨハン・ダニエル・ティティウス[ 17 ] [ 18 ]は、惑星の配置に明らかなパターンがあることに気づき、現在ではティティウス＝ボーデの法則として知られている。数列を0から始め、3、6、12、24、48などと増やしていき、それぞれの数に4を加えて10で割ると、火星（12）と木星（48）の軌道の間に「欠落した惑星」（数列の24に相当）が存在することを考慮すれば、天文単位で測定された既知の惑星の軌道半径に驚くほど近い近似値が得られる。ティティウスは脚注で、「しかし、主なる建築家はその空間を空けておくべきだったのだろうか？決してそうではない」と述べている。[ 17 ] 1781年にウィリアム・ハーシェルが天王星を発見したとき、その惑星の軌道は法則にほぼ一致していたため、一部の天文学者は惑星が火星と木星の軌道の間にあるに違いないと結論付けた。[ 19 ]
1801 年 1 月 1 日、シチリアのパレルモ大学の天文学科長ジュゼッペ・ピアッツィは、このパターンで予測された半径と全く同じ軌道上の小さな動く天体を発見した。彼はそれをローマ神話の収穫の女神でありシチリアの守護神であるケレスにちなんで「ケレス」と名付けた。ピアッツィは当初それを彗星だと考えていたが、コマがないことから惑星である可能性が高いと考えた。[ 20 ] こうして、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) の軌道長半径を予測した。ケレスの発見と同時に、フランツ・クサヴァー・フォン・ザッハの招きにより、追加の惑星を発見することを明確な目的として、「天体警察」と呼ばれる 24 人の天文学者からなる非公式グループが結成された。彼らは、ティティウス・ボーデの法則が惑星が存在すると予測していた火星と木星の間の領域に探査の焦点を絞った。 [ 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、パラスを発見した。他の既知の惑星とは異なり、ケレスとパラスは、最高倍率の望遠鏡でも円盤状に分解されることなく、点状の光として見えた。それらは高速で移動している点を除けば、恒星と区別がつかなかった。[ 23 ]
そのため、1802年にウィリアム・ハーシェルは、ギリシャ語の 「星のような」を意味するアステロイデスにちなんで、「小惑星」という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後、彼は次のように結論付けた。[ 26 ]
惑星という名称も彗星という名称も、これらの二つの星には言語的に適切とは言えません。それらは小さな星に非常によく似ており、ほとんど区別がつかないほどです。そこで、仮に小惑星のような外観を持つものとして、私の名を借りて小惑星と呼ぶことにします。ただし、もしその性質をより的確に表す別の名称が見つかれば、その名称を変更する権利は留保しておきます。
1807年までに、さらなる調査により、この地域でジュノーとベスタという2つの新しい物体が発見された。[ 23 ]ナポレオン戦争中に、主要な研究が行われていたリリエンタールが焼失したことで、[ 27 ]この最初の発見の時期は終わりを迎えた。[ 23 ]
ハーシェルの造語にもかかわらず、数十年間、これらの天体を惑星と呼ぶのが一般的であり[ 16 ]、発見順を表す番号を名前の前に付けて、1 ケレス、2 パラス、3 ジュノー、4 ベスタとした。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 アストラエア）を発見し、その後まもなく、新しい天体が加速的に発見された。それらを惑星として数えるのはますます面倒になった。最終的に、それらは惑星リストから削除され（ 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われるようになった。[ 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大きく外れていたため、科学者の目にはティティウス・ボーデの法則の信憑性を失墜させることとなった。今日に至るまで、この法則に対する科学的な説明はなされておらず、天文学者の間では単なる偶然とみなされている。[ 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、誰が最初にこの用語を作ったのかを特定するのは難しい。英語での最初の使用例は、アレクサンダー・フォン・フンボルトの『宇宙』の1850年の翻訳（エリーゼ・オッテによる）にあるようだ。[ 29 ]「…そして、11月13日頃と8月11日頃に定期的に現れる流れ星は、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している」。もう1つの初期の使用例は、ロバート・ジェームズ・マンの『天体の知識への手引き』にある。[ 30 ]「小惑星の軌道は、地球の両端の間に広がる広い宇宙帯に位置している」。アメリカの天文学者ベンジャミン・パースはこの用語を採用し、その推進者の1人であったようだ。[ 31 ]
1868年半ばまでに100個以上の小惑星が発見され、1891年にはマックス・ウルフによる天体写真の導入により発見速度が加速した。[ 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 ]そして2000年までに100,000個が発見された。 [ 35 ]現代の小惑星探査システムは、自動化された手段を用いて、ますます多くの新しい小惑星を発見している。
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に水蒸気が初めて確実に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用いて行われた。[ 37 ]彗星は一般的に「噴流や噴煙を噴出する」と考えられているため、この発見は予想外だった。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きている」という。[ 37 ]
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と木星の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を受けたと示唆した[ 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、脱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膨大なエネルギーと、小惑星帯の質量の合計が地球の月の質量のわずか約4%しかないという低さ[ 3 ]は、これらの仮説を支持しない。さらに、小惑星間の顕著な化学的差異は、それらが同じ惑星から来たとすれば説明が難しくなる[ 40 ] 。
小惑星帯の形成に関する現代の仮説は、長年の星雲説に関連しています。星間塵とガスの雲が重力の影響で収縮し、回転する円盤状の物質を形成し、それが集まって太陽と惑星を形成しました。[ 41 ]太陽系の歴史の最初の数百万年の間、粘着性のある衝突による集積プロセスにより、小さな粒子が塊になり、徐々に大きくなりました。塊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、微惑星になることができました。この重力による集積が惑星の形成につながりました。[ 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摂動を受けた。 [ 43 ]軌道共鳴は、小惑星帯内の天体の公転周期が木星の公転周期の整数倍になる場所で発生し、天体を別の軌道に摂動させた。火星と木星の軌道の間の領域には、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へ移動するにつれて、これらの共鳴は小惑星帯を横断し、その領域の天体の数を動的に刺激し、互いの相対速度を増加させた。[ 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勢になる傾向があり、[ 45 ]惑星の形成を妨げた。その代わりに、微惑星は以前と同じように太陽の周りを公転し続け、時折衝突した。[ 43 ]
太陽系の初期の歴史において、小惑星はある程度溶融し、その中の元素が質量によって区別されるようになった。一部の原始天体は爆発的な火山活動の時期を経てマグマの海を形成した可能性さえある。しかし、天体のサイズが比較的小さいため、溶融の期間ははるかに大きな惑星に比べて必然的に短く、一般的には 形成の最初の数千万年のうちに約45億年前に終了した。[ 46 ] 2007年8月、ベスタに由来すると考えられる南極隕石中の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は、 太陽系の起源から1000万年以内にかなり急速に形成されたことが示唆された。[ 47 ]
小惑星は、原始太陽系の原始的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）、衝突による表面の溶融、放射線による宇宙風化、微小隕石の衝突など、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存微惑星と呼んでいますが、[ 52 ]他の科学者はそれらを別個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。コンピュータシミュレーションによると、元の小惑星帯には地球と同等の質量が含まれていた可能性があります。[ 54 ]主に重力による摂動のため、ほとんどの物質は 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%未満しか残っていません。[ 43 ]形成以来、小惑星帯のサイズ分布は比較的安定しており、小惑星帯の小惑星の典型的な寸法に大きな増加や減少は起きていません。[ 55 ]
半径2.06天文単位（AU）にある木星との4:1軌道共鳴は、小惑星帯の内側境界とみなすことができる。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る。このギャップの半径内で形成された天体のほとんどは、火星（遠日点が1.67 AU ）に掃き集められたか、太陽系の初期の歴史において火星の重力摂動によって放出された。[ 56 ]ハンガリア小惑星は4:1共鳴よりも太陽に近い位置にあるが、高い軌道傾斜角によって破壊から保護されている。[ 57 ]
小惑星帯が最初に形成されたとき、太陽から2.7 AU の距離では、水の凝固点より低い温度の「スノーライン」が形成されました。この半径より外側で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、スノーラインより外側の小惑星帯内に彗星 の集団が発見され、これが地球の海洋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、地球の形成期における水の放出は海洋を形成するには不十分であり、彗星の衝突などの外部からの供給源が必要でした。[ 60 ]
外側小惑星帯には、過去数百年の間にそこに運ばれてきたと思われる氷の天体がいくつか存在する。これらの天体の1つが準ヒルダ彗星362P/ (457175)2008GO98で、これは木星との接近遭遇によって外側小惑星帯に送られた可能性のある元ケンタウルス族天体であると考えられている。[ 61 ]
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、慎重に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。[ 63 ]それにもかかわらず、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個以上の小惑星は100 kmより大きく、[ 64 ]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。[ 65 ]
小惑星帯の小惑星の数は、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 のところで曲線に「隆起」が見られる。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。約 100 km より大きい小惑星のほとんどは直径120kmの 小惑星は原始小惑星であり、集積期から生き残っているが、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生じたものである。小惑星帯の原始小惑星の数は、おそらく現在の200倍であった。[ 66 ] [ 67 ]
小惑星間の平均距離は約965,600 km (600,000 マイル)ですが、[ 68 ] [ 69 ]これは小惑星族によって異なり、検出されていない小さな小惑星はさらに近い可能性があります。小惑星帯の総質量は推定で 2.39 × 10 21 kg で、これは月の質量の 3% です。[ 2 ] 4 つの最大の天体、ケレス、ベスタ、パラス、ヒギエアは、小惑星帯の総質量の推定 62% を占めており、そのうち 39% はケレスだけで占めています。[ 70 ] [ 5 ]小惑星帯は 2 つの部分に分類できます。太陽から 2.8 AU にある、主にケイ酸塩に富む小惑星を含む内側の帯と、3.2 AU にある、主に炭素に富む小惑星を含む外側の帯です。[ 71 ]
現在の小惑星帯は主に3つのカテゴリーの小惑星で構成されています。C型炭素質小惑星、S型ケイ酸塩小惑星、およびX型小惑星のハイブリッド群です。ハイブリッド群は特徴のないスペクトルを持ちますが、反射率に基づいて3つのグループに分けられ、M型金属小惑星、P型原始小惑星、およびE型エンスタタイト小惑星が得られます。これらの主要なクラスに当てはまらない追加のタイプも発見されています。小惑星のタイプは、太陽からの距離が増加するにつれて、S、C、P、およびスペクトルに特徴のないD型の順に組成の傾向があります。[ 73 ]
炭素質小惑星は、その名の通り炭素を豊富に含んでいます。小惑星帯の外側領域に多く存在し[ 74 ]、内側領域にはまれです[ 73 ] 。これらを合わせると、目に見える小惑星の75%以上を占めます。他の小惑星よりも赤みが強く、アルベドが低いのが特徴です。表面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、水素、ヘリウム、揮発性物質が除去された初期太陽系の原始組成と一致します[ 75 ] 。
S型（ケイ酸塩に 富む）小惑星は、太陽から2.5 AU以内の小惑星帯の内側領域に多く見られます。[ 74 ] [ 76 ]これらの表面のスペクトルからは、ケイ酸塩といくつかの金属の存在が明らかになっていますが、顕著な炭素化合物は見られません。これは、これらの物質が、おそらく溶融と再形成によって、原始的な組成から大きく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。[ 75 ]
M型（金属に富む）小惑星は、通常、小惑星帯の中央部に位置し、残りの小惑星の大部分を占めています。[ 75 ]そのスペクトルは鉄ニッケルに似ています。一部は、衝突によって破壊された分化した前駆天体の金属核から形成されたと考えられています。しかし、一部のケイ酸塩化合物も同様の外観を示すことがあります。たとえば、大型のM型小惑星22カリオペは、主に金属で構成されているようには見えません。[ 77 ]小惑星帯内では、M型小惑星の数の分布は、約2.7 AUの半長軸でピークを迎えます。[ 78 ]すべてのM型が組成的に類似しているのか、それとも主要なC型とS型にきれいに分類されないいくつかの種類のラベルなのかはまだ明らかではありません。[ 79 ]
謎の一つは、小惑星帯におけるV型（ベスタ型）または玄武岩質小惑星の相対的な希少性である。 [ 80 ]小惑星形成理論では、ベスタまたはそれ以上の大きさの天体は地殻とマントルを形成し、それらは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カンラン石で構成されていると予測されている。しかし、観測では、予測された玄武岩質物質の99%が欠落していることが示唆されている。[ 81 ] 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に由来すると考えられていた（そのためV型と呼ばれている）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、異なる起源が示唆された。[ 81 ]この仮説は、2007年に外側小惑星帯で発見された2つの小惑星、7472 クマキリと(10537) 1991 RY 16によってさらに強化された。これらの小惑星は、ベスタに由来するものではない異なる玄武岩質の組成を持っていた。これら2つは、現在までに外側小惑星帯で発見された唯一のV型小惑星である。[ 80 ]
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) まで変化します。[ 83 ]しかし、自転のため、小惑星の表面温度は、側面が交互に太陽放射と恒星背景にさらされるため、大きく変化する可能性があります。
外側の小惑星帯にある、それ以外は特に目立った特徴のない天体のいくつかは、彗星活動を示している。それらの軌道は古典的な彗星の捕獲では説明できないため、外側の小惑星の多くは氷でできており、小さな衝突によって氷が時折昇華していると考えられている。重水素と水素の比率が古典的な彗星が主な供給源であったには低すぎるため、メインベルトの彗星が地球の海の主要な供給源であった可能性がある。[ 84 ]
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、軌道傾斜角が30°未満です。小惑星の軌道分布は、離心率が約0.07、軌道傾斜角が4°未満で最大になります。[ 85 ]したがって、典型的な小惑星は比較的円形の軌道を持ち、黄道面に近い位置にありますが、一部の小惑星の軌道は離心率が非常に高かったり、黄道面から大きく外れて移動したりすることがあります。
時として、「メインベルト」という用語は、天体の集中度が最も高い、よりコンパクトな「コア」領域のみを指すために用いられる。この領域は、2.06 AUと3.27 AUにある強い4:1および2:1のカークウッドギャップ の間に位置し、軌道離心率は約0.33未満、軌道傾斜角は約20°未満である。2006年現在この「コア」領域には、太陽系内で発見され番号が付けられた小惑星の93%が含まれていました。[ 86 ] JPL小天体データベースには、100万個以上の既知の小惑星がリストされています。[ 87 ]
小惑星の長半径は、太陽の周りを回る軌道の大きさを表すために使用され、その値は小惑星の公転周期を決定します。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との距離にギャップがあることを発見したと発表しました。これらのギャップは、太陽の周りを公転する周期が木星の公転周期の整数分の1となる位置に位置していました。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取り除かれたと提唱しました。[ 88 ]
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、ガス惑星との平均運動共鳴が生じ、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ギャップに入った。[ 89 ]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ギャップ軌道に移動したが、[ 73 ]摂動や衝突により入ることもある。入った後、小惑星は徐々に、より大きなまたはより小さな半長軸を持つ異なるランダムな軌道に押しやられる。
小惑星帯は小惑星の数が多いため活発な環境であり、小惑星同士の衝突が頻繁に（長い時間スケールで）発生します。平均半径が 10 km の小惑星帯の天体間の衝突は 、約 1000 万年に 1 回発生すると予想されています。[ 90 ]衝突によって小惑星が多数の小さな破片に分裂し（新しい小惑星族の形成につながる）、また、相対速度が低い衝突によって 2 つの小惑星が結合することもあります。このようなプロセスが 40 億年以上続いた結果 、小惑星帯の天体は現在、元の天体群とはほとんど似ていません。
証拠によれば、直径200 m から 10 kmの小惑星帯のほとんどの小惑星は、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、自己重力によって主に結合され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ある。 [ 92 ]小惑星の天体とともに、小惑星帯には、粒子半径が数百マイクロメートルまで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、小惑星間の衝突と、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落下する。[ 93 ]
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します。このかすかなオーロラの光は、夜間に太陽の方向から黄道面に沿って広がっているのが見えます。目に見える黄道光を生み出す小惑星の粒子は、平均して 半径が約40μmです。小惑星帯の黄道雲粒子の典型的な寿命は約70万 年です。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継続的に生成されなければなりません。[ 93 ]かつては、小惑星の衝突が黄道光の主要な構成要素であると考えられていました。しかし、Nesvornýと同僚によるコンピュータシミュレーションでは、黄道光の塵の85%は、小惑星帯の彗星や小惑星間の衝突ではなく、木星族彗星の破片によるものだとされています。塵の10%以上が小惑星帯に由来すると考えられています。[ 94 ]
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物質を形成することがある。 [ 95 ]これ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に由来すると考えられている。[ 96 ]
1918年、日本の天文学者平山清次は、いくつかの小惑星の軌道が類似したパラメータを持ち、ファミリーまたはグループを形成していることに気づいた。[ 97 ]
小惑星帯にある小惑星の約3分の1は小惑星族に属しています。これらの小惑星は、軌道長半径、離心率、軌道傾斜角などの類似した軌道要素と類似した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に由来する共通の起源を示しています。小惑星帯の小惑星のこれらの要素ペアのグラフ表示は、小惑星族の存在を示す集中を示しています。小惑星族である可能性が高い約20～30の集まりがあります。確実性の低い追加のグループも発見されています。小惑星族は、メンバーが類似したスペクトル特性を示す場合に確認できます。[ 98 ]小惑星のより小さな集まりは、グループまたはクラスターと呼ばれます。
小惑星帯で最も目立つファミリーのいくつか（長半径の小さい順）は、フローラ、ベスタ、ニサ、エウノミア、コロニス、エオス、テミスのファミリーです。[ 78 ] 13,000 個以上の既知のメンバーを持つ最大のファミリーの 1 つは、10 億年未満の衝突によって形成された可能性があります。[ 99 ] ファミリーの真のメンバーである最大の小惑星は 4 ベスタです。（これは、ゲフィオン ファミリー のケレスの場合のような侵入者とは対照的です。）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ます。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ります。[ 100 ]
小惑星帯内には3つの顕著な塵の帯が発見されている。これらはエオス、コロニス、テミス小惑星群と同様の軌道傾斜角を持ち、これらのグループと関連している可能性がある。[ 101 ]
後期重爆撃期後の小惑星帯の進化は、大型ケンタウルス族天体や太陽系外縁天体（TNO）の通過によって影響を受けた可能性が高い。太陽系内縁部に到達したケンタウルス族天体やTNOは、小惑星帯の軌道を変化させる可能性があるが、それは単回接近の場合は質量が1 × 10 −9 M☉ (2.0 × 10 21 kg)程度、複数回接近する場合はそれより1桁小さい場合に限られる。しかし、ケンタウルス族天体やTNOが小惑星帯の若い小惑星族を大きく分散させた可能性は低いが、古い小惑星族を摂動させた可能性はある。ケンタウルス族天体や太陽系外縁天体として起源した現在の小惑星帯の小惑星は、400万年未満の短い寿命で外縁部に位置し、小惑星帯の典型的な軌道離心率よりも大きな軌道離心率で2.8～3.2 AUの範囲を周回している可能性が高い。[ 102 ]
小惑星帯の内縁部（1.78～2.0 AU、平均軌道長半径1.9 AU）には、ハンガリア族と呼ばれる小惑星群が存在する。この小惑星群は、主天体である434 Hungariaにちなんで名付けられており、少なくとも52個の小惑星が命名されている。ハンガリア族は、カークウッドギャップ4:1によって主天体から隔てられており、軌道傾斜角が大きい。一部の小惑星は火星横断小惑星に分類され、火星の重力による摂動が、この小惑星群の総数を減少させる要因となっていると考えられる。[ 57 ]
小惑星帯の内側にあるもう一つの高傾斜小惑星群はフォカエア族である。これらは主にS型小惑星で構成されているが、隣接するハンガリア族にはE型小惑星も含まれている。[ 103 ]フォカエア族は 太陽から2.25～2.5天文単位の間を公転している。 [ 104 ]
小惑星帯の外縁部には、3.3～3.5天文単位の間を公転するキュベレ群 がある。ヒルダ族は、 3.5～4.2 天文単位の間を比較的円軌道で公転し、木星と安定した3:2の軌道共鳴をしている。4.2天文単位より外側には、木星の軌道まで小惑星はほとんど存在しない。木星の軌道には、トロヤ群小惑星 の2つの族が存在し、少なくとも1kmより大きい天体については、小惑星帯の小惑星とほぼ同数である。[ 105 ]
小惑星族の中には、天文学的には比較的最近形成されたものもあります。カリン族は 、半径33kmの原始小惑星との衝突により、約570万年前に形成されたと考えられて います。[ 106 ]ベリタス族は約830万年前に形成されました。その証拠には、海洋堆積物 から回収された惑星間塵などがあります。[ 107 ]
さらに最近では、ダチュラ星団は約 53 万年前に小惑星帯の小惑星との衝突によって形成されたと考えられています。この年代推定は、物理的な証拠に基づくものではなく、星団が現在の軌道を持っている確率に基づいています。しかし、この星団は黄道塵の供給源であった可能性があります。[ 108 ] [ 109 ]イアンニ星団(約100 万～ 500万年前)など、他の最近の星団形成も 、この小惑星塵の追加供給源となった可能性があります。[ 110 ]
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日にこの領域に入りました。当時、小惑星帯のデブリが宇宙船に危険をもたらすのではないかという懸念がありましたが、その後、複数の宇宙船が何事もなく安全に横断しました。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ました。カッシーニは2000年に小惑星帯を横断中にプラズマと微細な塵の粒子を測定しました。 [ 111 ]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通過しました。[ 112 ]小惑星帯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ます 。[ 113 ]
これまで撮影された小惑星帯のほとんどの画像は、他の目標に向かう探査機が短時間フライバイした際に得られたものです。小惑星帯の軌道上で長期間にわたって観測を行ったのは、ドーン探査機だけです。ガリレオ探査機は1991年に951 Gaspra 、1993年に243 Idaを撮影し、その後NEARは1997年に253 Mathildeを撮影し、 2001年2月に地球近傍小惑星433 Erosに着陸した。カッシーニは2000年に2685 Masurskyを、スターダストは2002年に5535 Annefrankを、ニューホライズンズは2006年に132524 APLを、ロゼッタは2008年9月に2867 Šteins 、 2010年7月に21 Lutetia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月からはケレスを周回している。[114] ルーシー探査機は152830 Dinkineshをフライバイした。 2023 と52246 Donaldjohanson は、 2025 年に木星トロヤ群を研究するために向かっています。[ 115 ] [ 116 ]
2026年現在、小惑星帯への将来および提案されているミッションがいくつかあります。NASAの宇宙船プシュケは、 2029年に大型M型小惑星16プシュケの周回軌道に入ります。 [ 117 ]さらに、天問2号は2035年に小惑星帯の彗星311P/PanSTARRSを訪れる予定です。[ 118 ] 2028年に打ち上げが計画されている将来のUAESA宇宙船MBRエクスプローラーは、小惑星帯の小惑星10253ウェスターワルド、623キメラ、13294ロコックス、88055ガフ、23871オウシャ、59980モザを訪れ、 2035年に269ユスティティアの周回軌道に入り着陸します。 [ 119 ]
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