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微惑星（/ ˌplænɪˈtɛsɪməlz /）は、原始惑星系円盤やデブリ円盤に存在すると考えられている固体天体です。約46億年前に太陽系で形成されたと考えられており、太陽系の形成の研究に役立ちます。
惑星形成の広く受け入れられている理論であるヴィクトル・サフロノフの微惑星仮説は、惑星は宇宙塵の粒子が衝突してくっつき、より大きな天体を形成することから始まると述べています。天体の大きさが約 1 キロメートルに達すると、その構成要素である粒子は相互の重力によって直接引き合い、月サイズの原始惑星へのさらなる成長を大きく促進します。より小さな天体は、代わりにブラウン運動または乱流に頼って衝突を引き起こし、くっつきにする必要があります。衝突のメカニズムとくっつきのメカニズムは複雑です。[ 2 ] [ 3 ]あるいは、微惑星は、原始惑星系円盤の中央面で集団重力不安定性を起こす非常に密度の高い塵の粒子の層で形成されるか、ストリーミング不安定性でより大きな粒子の群れが集中して重力崩壊することによって形成される可能性があります。[ 4 ]多くの微惑星は、 4 Vesta [ 5 ]や90 Antiope [ 6 ]のように激しい衝突で最終的に分裂しますが、最も大きな微惑星のいくつかは、そのような遭遇を生き延びて原始惑星、そして後に惑星へと成長する可能性があります。
約38億年前、後期重爆撃期として知られる時期の後、太陽系内の微惑星のほとんどは、太陽系から完全に放出されるか、オールトの雲のような遠く離れた偏心軌道に移動するか、巨大惑星（特に木星と海王星）からの規則的な重力の影響でより大きな天体と衝突したと推測されている。土星の衛星フェーベや、その他多くの巨大惑星の小さな高傾斜衛星のように、いくつかの微惑星は衛星として捕獲された可能性がある。
現在まで残っている微惑星は、太陽系の形成に関する情報を含んでいるため、科学にとって貴重です。微惑星の表面は強い太陽放射にさらされ、化学組成が変化する可能性がありますが、内部には微惑星が形成されて以来、ほとんど手つかずの原始的な物質が含まれています。このため、それぞれの微惑星は「タイムカプセル」であり、その組成から、私たちの惑星系が形成された太陽星雲の条件が明らかになるかもしれません。宇宙船が訪れた最も原始的な微惑星は、接触連星のアロコスです。[ 7 ]
「惑星微量」という言葉は「無限小」という言葉に由来し、惑星の極めて小さな部分を意味する。[ 8 ]
惑星形成過程における小さな天体には常にこの名称が用いられるが、一部の科学者は、惑星形成過程で残された小惑星や彗星など、太陽系の多くの小さな天体を指す一般的な用語として「微惑星」という用語も使用している。2006年の会議[ 9 ]で、世界を代表する惑星形成の専門家グループが微惑星の定義を以下のように決定した。
微惑星とは、軌道上の天体が集積する過程で生じる固体天体であり、その内部強度は自己重力によって支配され、軌道運動はガス抵抗 の影響をほとんど受けない。これは、太陽系星雲において直径約1km以上の天体に相当する。
重力によってまとまるだけでなく、数半径の距離にわたって接近する岩石の軌道を変えるほど大きな天体は、より速く成長し始めます。100 km から 1000 km より大きいこれらの天体は、胚または原始惑星と呼ばれます。[ 10 ]
現在の太陽系では、これらの小さな天体は通常、力学と組成によって分類され、その後進化して 彗星、カイパーベルト天体、トロヤ群小惑星などになった可能性があります[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]。言い換えれば、惑星形成が完了した後に他の種類の天体になった微惑星もあり、どちらか一方または両方の名前で呼ばれることがあります。
上記の定義は国際天文学連合によって承認されたものではなく、他のワーキンググループが同じ定義または異なる定義を採用する可能性もあります。微惑星と原始惑星の境界線は、通常、潜在的な惑星がすでに経てきた大きさや発達段階によって定められます。微惑星が集まって原始惑星を形成し、原始惑星は成長を続けます（微惑星よりも速く）。[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]