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소행성대

Asteroid belt
벨벳 체인의 앨범은 소행성 벨트(앨범)를 참고하세요.
내태양계와 목성의 소행성:이 벨트는 목성과 화성의 궤도 사이에 위치해 있습니다.
태양.
주피터 트로이 목마
행성의 궤도 		소행성대
힐다 소행성 (힐다스)
근지구 천체 (주로)
지구대 내에서 가장 큰 물체는 왜소행성 세레스입니다.소행성대의 총 질량은 명왕성보다 훨씬 적고, 명왕성의 위성 카론의 약 두 배입니다.

소행성대는 태양계의 토러스(torus) 모양의 지역으로, 태양을 중심으로 목성과 화성의 궤도 사이에 대략적으로 걸쳐 있습니다.그것은 소행성이나 소행성이라고 불리는 많은 불규칙한 모양의 고체를 포함하고 있습니다.확인된 천체들은 많은 크기이지만 행성보다 훨씬 작으며, 평균적으로 약 백만 킬로미터 (60만 마일) 떨어져 있습니다.이 소행성대는 태양계의 [1]다른 소행성들과 구분하기 위해 메인 소행성대 또는 메인 벨트라고도 불립니다.

소행성대는 태양계에서 가장 작고 가장 안쪽에 있는 항성 원반입니다.다른 지역의 작은 태양계 천체들은 근지구 천체, 센타우르, 카이퍼대 천체, 산란원반 천체, 세드노이드, 오르트 구름 천체 등입니다.주요 벨트 질량의 약 60%가 4대 소행성에 포함되어 있습니다.세레스, 베스타, 팔라스, 그리고 히기야.소행성대의 총 질량은 [2]달의 3%로 추정됩니다.

소행성대의 유일한 천체인 세레스는 지름이 약 950km인 반면, 베스타, 팔라스, 히기에아는 평균 지름이 [3][4][5][6]600km 미만입니다.나머지 몸체들은 먼지 입자 크기까지 다양합니다.그 소행성 물질은 매우 얇게 분포되어 있어서 수많은 무인 우주선들이 아무 [7]사고 없이 그것을 횡단했습니다.그럼에도 불구하고, 큰 소행성들 사이의 충돌은 발생하며, 소행성족의 구성원들은 유사한 궤도 특성과 구성을 가지고 있습니다.벨트 내의 개별 소행성들은 스펙트럼에 따라 분류되며, 대부분은 탄소질(C-type), 규산염(S-type), 금속이 풍부한(M-type)의 세 가지 기본 그룹으로 분류됩니다.

원시 태양 성운으로부터 형성된 소행성대는 원시 행성의 작은 선구자인 [8]미행성체들의 집단입니다.그러나 화성과 목성 사이에서 목성의 중력 섭동으로 인해 [8][9]행성으로의 강착이 방해되어 충돌하는 미행성과 초기 원시 행성 대부분이 산산조각이 났습니다.그 결과, 태양계 [10]역사상 최초 1억 년 동안 소행성대의 99.9%가 소실되었습니다.몇몇 파편들은 결국 내부 태양계로 들어갔고, 내부 행성들과 운석 충돌로 이어졌습니다.소행성 궤도는 태양에 대한 공전 주기가 목성과 궤도 공명을 형성할 때마다 계속해서 상당히 교란되고 있습니다.이러한 궤도 거리에서 다른 [11]궤도로 휩쓸려 들어갈 때 커크우드 간격이 발생합니다.

관측이력

1596년, 행성 궤도에 대한 요하네스 케플러의 비례 감각은 그가 화성과 [12]목성의 궤도 사이에 보이지 않는 행성이 있다고 믿게 만들었습니다.
참고 항목:행성의 정의 및 소행성 목록

1596년, 요하네스 케플러는 그의 미스테리움 우주론에서 "화성과 목성 사이에 행성을 둔다"라고 쓰고,[13] 행성이 그곳에서 발견될 것이라는 그의 예측을 진술했습니다.Tycho Brahe의 데이터를 분석하는 동안, 케플러는 화성과 목성의 궤도들 사이에 너무 큰 간격이 존재한다고 생각했습니다. 행성 궤도들이 [14]어디에서 발견되어야 하는지에 대한 케플러의 당시 모델에 맞추기에는.

비텐베르크의[16][17] 천문학자 요한 다니엘 티티우스(Johann Daniel Titius)는 1766년 찰스 보닛의 [15]"자연의 사색"을 번역한 익명의 각주에서, 현재 티티우스-보데 법칙으로 알려진 행성들의 배치의 명백한 패턴에 주목했습니다.만약 어떤 것이 0에서 숫자 수열을 시작하고, 3, 6, 12, 24, 48 등을 포함하고, 매번 두 배로 늘리고, 각각의 숫자에 네 개를 더하고 10으로 나눈다면, 이것은 천문학 단위로 측정된 알려진 행성들의 궤도의 반경에 놀랄 만큼 가까운 근사치를 만들었습니다.화성(12)과 목성(48)의 궤도 사이에 "실종 행성"(순서상 24개에 해당)이 존재할 수 있도록 허용된 것입니다.티티우스는 각주에서 "하지만 건축가 주께서 그 공간을 비워두셨어야 했습니까?전혀 [16]그렇지 않습니다."윌리엄 허셜이 1781년 천왕성을 발견했을 때, 그 행성의 궤도는 법칙과 거의 완벽하게 일치했고, 몇몇 천문학자들은 행성이 화성과 [18]목성의 궤도 사이에 있어야 한다고 결론을 내리게 했습니다.

소행성대에서 가장 큰 천체인 세레스를 발견한 주세페 피아치: 세레스는 행성으로 알려졌으나 이후 소행성으로 재분류되었고 2006년부터 소행성으로 재분류되었습니다.

1801년 1월 1일, 시칠리아의 팔레르모 대학의 천문학 회장인 주세페 피아치는 이 패턴으로 정확히 예측된 반지름을 가진 궤도에서 아주 작은 움직이는 물체를 발견했습니다.그는 수확의 여신이자 시칠리아의 후원자인 로마의 여신의 이름을 따서 그것을 "세레스"라고 이름 지었습니다.피아찌는 처음에 혜성이라고 믿었지만 혼수상태가 [19]없어 행성임을 암시했습니다.따라서 앞서 언급한 패턴은 당시 8개 행성(수성, 금성, 지구, 화성, 세레스, 목성, 토성, 천왕성)의 반장축을 모두 예측했습니다.세레스의 발견과 동시에24명의 천문학자들로 구성된 비공식적인 그룹인 "천체경찰"은 프란츠 자베르 폰 자크의 초청으로 추가적인 행성들을 발견하기 위한 명백한 목적으로 만들어졌습니다. 그들은 화성과 목성 사이의 지역에서 행성을 [20][21]찾는 데 집중했습니다.

약 15개월 후, 천체 경찰의 일원인 하인리히 올버스는 같은 지역에서 두 번째 물체인 팔라스를 발견했습니다.알려진 다른 행성들과 달리, 세레스와 팔라스는 원반으로 분해되는 대신 망원경 배율이 가장 높은 곳에서도 빛의 점으로 남아있었습니다.그들의 빠른 움직임과는 별개로,[22] 그들은 별들과 구별되지 않는 것처럼 보였습니다.

이에 따라 1802년 윌리엄 허셜(William Herschel)은 이 별들을 "별과 같다"[23][24]는 뜻의 그리스 소행성의 이름을 따서 "아스테로이드"라는 별도의 분류로 분류할 것을 제안했습니다.세레스와 팔라스에 대한 일련의 관찰을 마친 후, 그는 다음과 같이 [25]결론지었습니다.

행성의 명칭이나 혜성의 명칭은 이 두 개의 별에 주어질 수 없습니다.그들은 작은 별들과 거의 구분이 안 될 정도로 많이 닮았습니다.이로부터, 제가 이름을 따서 소행성이라고 부른다면, 그들의 소행성 모습은, 하지만, 만약 그들의 본성을 더 표현한다면, 그 이름을 바꿀 자유가 생겨날 것입니다.

1807년까지 추가적인 조사를 통해 주노와 베스타라는 [22]두 개의 새로운 물체가 밝혀졌습니다.주요 작업이 [26]이루어졌던 나폴레옹 전쟁에서 릴리엔탈을 불태우면서 이 첫 번째 발견 시기는 [22]끝이 났습니다.

허셜의 주화에도 불구하고, 수십 년 동안 이 천체들을 행성이라고[15] 부르고 그들의 이름 앞에 그들의 발견 순서를 나타내는 숫자를 붙이는 것이 일반적인 관례로 남아 있었습니다: 1 세레스, 2 팔라스, 3 주노, 4 베스타.그러나 1845년 천문학자들은 다섯 번째 천체(5 Astraea)를 발견했고, 얼마 지나지 않아 새로운 천체들이 가속 속도로 발견되었습니다.행성들 사이에 그들을 세는 것은 점점 더 번거로워졌습니다.1850년대 초 알렉산더 폰 훔볼트가 처음 제안한 대로 행성 목록에서 제외되었고, 허셜의 주화인 "아스테로이드"는 점차 일반적으로 [15]사용되기 시작했습니다.

1846년 해왕성의 발견으로 티티우스-보데의 궤도가 예측 위치 근처에 없었기 때문에 과학자들은 티티우스-보데의 법칙을 신뢰하지 않게 되었습니다.현재까지 이 법칙에 대한 과학적인 설명은 제시되지 않았으며 천문학자들의 일치된 의견은 이를 [27]우연의 일치로 보고 있습니다.

951 Gaspra, 갈릴레오의 1991년 근접 통과 때 본 우주선에 의해 이미지화된 최초의 소행성, 색깔이 과장되었습니다.

"소행성 벨트"라는 표현은 1850년대 초에 사용되기 시작했지만, 그 용어를 만든 사람을 정확히 알아내는 것은 어렵습니다.최초의 영어 사용은 알렉산더 폰 훔볼트의 "코스모스"[28] (Elise Otté)의 1850년 번역에서 "11월 13일과 8월 11일 정도에 별똥별이 지구 궤도와 교차하고 행성의 속도와 함께 움직이는 소행성 벨트의 일부를 형성하는 것으로 추정됩니다."로버트 제임스 만의 [29]《천상의 지식을 위한 안내서》에서 또 다른 초기의 모습이 나타났습니다. "소행성의 궤도는 우주의 넓은 벨트에 놓여 있으며, [...]의 극단 사이로 뻗어 있습니다."미국의 천문학자 벤자민 피어스는 그 용어를 채택한 것으로 보이며,[30] 그 용어의 발기인 중 한 명이었던 것으로 보입니다.

1868년 중반까지 100개 이상의 소행성이 발견되었고, 1891년 맥스 울프에 의한 천체사진술의 도입은 발견 속도를 더욱 [31]가속화시켰습니다.1921년까지 [32]1,000개, [33]1981년까지 10,000개, [34]2000년까지 10,000개의 소행성이 발견되었습니다.현대의 소행성 조사 시스템은 이제 점점 더 증가하는 숫자의 새로운 소행성들을 찾기 위해 자동화된 수단을 사용합니다.

2014년 1월 22일, 유럽 우주국([35]ESA) 과학자들은 처음으로 소행성대에서 가장 큰 천체인 세레스에서 수증기가 검출되었다고 보고했습니다.이 탐지는 허셜 우주 [36]관측소의 원적외선 능력을 이용하여 이루어졌습니다.소행성이 아닌 혜성이 일반적으로 "새싹 제트기와 깃털"로 간주되기 때문에 이러한 발견은 예상치 못한 것입니다.과학자들 중 한 명에 의하면, "혜성과 [36]소행성 사이의 선들이 점점 더 흐려지고 있습니다."

원산지

태양으로부터의 거리 대비 궤도 경사를 보여주는 소행성대로, 소행성대의 중심부에 있는 소행성들은 빨간색, 다른 소행성들은 파란색.

형성

1802년, 팔라스를 발견한 직후, 올버스는 허셜에게 세레스와 팔라스가 수백만 년 [37]전에 내부 폭발이나 혜성 충돌을 겪은 화성-목성 지역을 차지했던 훨씬 더 큰 행성의 파편이라고 제안했습니다.주노와 베스타는 폭발한 [38]행성의 파편이라기보다는 탈출한 달이었습니다.행성을 파괴하는 데 필요한 많은 양의 에너지와 지구 [3]달 질량의 약 4%에 불과한 벨트의 낮은 결합 질량이 합쳐진 것은 이러한 가설들을 뒷받침하지 못합니다.게다가, 소행성들 사이의 중대한 화학적인 차이는 그것들이 같은 [39]행성에서 왔다면 설명하기 어려워집니다.

소행성대의 생성에 대한 현대적인 가설은 일반적으로 태양계의 경우,행성 형성은 오랜 성운 가설에 필적하는 과정을 통해 일어난 것으로 생각됩니다; 성간 먼지와 가스 구름이 중력의 영향으로 붕괴되어 물질의 회전 원반을 형성하고 그 후 태양과 [40]행성을 형성했습니다.태양계 역사의 처음 몇 백만 년 동안, 끈적끈적한 충돌의 강착 과정이 작은 입자들의 뭉침을 야기했고, 점차 크기가 커졌습니다.일단 그 덩어리들이 충분한 질량에 도달하면, 그것들은 중력의 인력을 통해 다른 물체들을 끌어당겨 행성과 유사한 동물이 될 수 있습니다.이 중력 강착은 [41]행성들의 형성으로 이어졌습니다.

소행성대가 될 지역 내의 행성들은 목성의 [42]중력에 의해 강하게 교란되었습니다.궤도 공명은 벨트에 있는 물체의 궤도 주기가 목성의 궤도 주기의 정수 분율을 형성하여 물체를 다른 궤도로 교란시키는 데 발생했습니다. 화성과 목성의 궤도 사이에 있는 영역은 그러한 궤도 공명을 많이 포함하고 있습니다.목성이 형성된 후 안쪽으로 이동함에 따라, 이 공명들은 소행성대를 휩쓸며 그 지역의 인구를 역동적으로 흥분시키고 [43]서로의 속도를 증가시켰을 것입니다.충돌의 평균 속도가 너무 높았던 지역에서는, 행성의 형성을 방해하는 [44]강착보다 행성의 파괴가 우세한 경향이 있었습니다.대신에, 그들은 예전처럼 계속해서 태양의 궤도를 돌았고, 가끔 [42]충돌했습니다.

태양계의 초기 역사 동안, 소행성들은 어느 정도 녹았고, 소행성 안에 있는 원소들이 질량에 의해 부분적으로 또는 완전히 분화될 수 있게 했습니다.몇몇의 원형 물체들은 폭발적인 화산 활동을 겪었고 마그마 바다를 형성했을지도 모릅니다.그러나, 상대적으로 작은 크기의 천체들 때문에, 훨씬 더 큰 행성들에 비해 녹는 기간은 반드시 짧았고,[45] 일반적으로 약 45억 년 전에, 형성 초기 수천만 년 동안에 끝났습니다.2007년 8월, 베스타에서 기원한 것으로 추정되는 남극 운석의 지르콘 결정에 대한 연구는 지르콘 결정이 태양계가 [46]기원한 지 천만 년 이내에 다소 빠르게 형성되었음을 시사했습니다.

진화

대형 메인벨트 소행성 4 베스타

이 소행성들은 원시 태양계의 원시 샘플이 아닙니다.이들은 형성된 이래 내부 가열(초기 수천만 년 동안), 충돌로 인한 표면 용융, 복사로 인한 우주 풍화, [47][48][49][50]운석에 의한 폭격 등 상당한 진화를 거쳤습니다.비록 몇몇 과학자들은 소행성들을 남아있는 [51]소행성들이라고 언급하지만, 다른 과학자들은 소행성들을 [52]구분 짓는다고 생각합니다.

현재의 소행성대는 원시대의 질량 중 극히 일부만을 포함하고 있는 것으로 추정되고 있습니다.컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 원래의 소행성대는 지구의 [53]질량과 맞먹는 질량을 가지고 있었을 것입니다.주로 중력 섭동 때문에 대부분의 물질은 형성된 지 약 백만 년 만에 벨트에서 방출되었으며, 원래 [42]질량의 0.1% 미만을 남겼습니다.형성 이후 소행성대의 크기 분포는 비교적 안정적으로 유지되고 있으며,[54] 주대 소행성의 전형적인 크기의 증가나 감소는 일어나지 않았습니다.

반지름 2.06 천문단위(AU)에서 목성과의 4:1 궤도 공명은 소행성대의 안쪽 경계로 간주될 수 있습니다.목성에 의한 섭동은 그곳에서 떠도는 물체들을 불안정한 궤도로 보냅니다.이 틈의 반경 내에 형성된 대부분의 물체들은 화성(1.67 AU에 타원이 있음)에 휩쓸리거나 태양계의 [55]초기 역사에서 중력 섭동에 의해 분출되었습니다.헝가리아 소행성은 4:1 공명보다 태양에 더 가까이 있지만,[56] 높은 기울기로 인해 붕괴로부터 보호됩니다.

소행성대가 처음 형성되었을 때, 태양으로부터 2.7 AU 거리의 온도는 물의 어는점 아래에 "설선"을 형성했습니다.이 반경 밖에 형성된 행성상징물은 [57][58]얼음을 축적할 수 있었습니다.2006년, 설선 너머에 있는 소행성대에서 혜성들의 집단이 발견되었는데, 이 혜성들은 지구의 바다에 물을 공급해 주었을지도 모릅니다.일부 모델에 따르면, 지구의 형성 기간 동안의 물의 배출은 대양을 형성하기에 충분하지 않았고, 혜성 [59]폭격과 같은 외부 자원을 필요로 했습니다.

바깥쪽 소행성대는 지난 수백 년 동안 그곳에 도착했을 가능성이 있는 몇 개의 물체를 포함하는 것으로 보이며,[60] 이 목록에는 362P라고도 알려진 (457175) 2008 GO98이 포함되어 있습니다.

특성.

메인벨트[61] 내 소행성의 크기 분포

일반적인 이미지와는 달리 소행성대는 대부분 텅 비었습니다.그 소행성들은 너무 많은 양으로 퍼져 있어서 조심스럽게 조준하지 않고 소행성에 도달하는 것은 불가능할 것입니다.그럼에도 불구하고, 현재 수십만 개의 소행성이 알려져 있으며, 그 수는 더 작은 크기의 컷오프에 따라 수백만 개 이상입니다.200개 이상의 소행성이 [62]100km보다 더 큰 것으로 알려져 있으며, 적외선 파장의 한 조사에 따르면 이 소행성 벨트는 지름이 1km [63]이상인 70만개에서 170만개 사이의 소행성을 가지고 있다고 합니다.

메인 벨트에 있는 소행성의 수는 크기가 줄어들면서 꾸준히 증가합니다.일반적으로 크기 분포는 거듭제곱 법칙을 따르지만, 약 5km와 100km의 곡선에는 '범프'가 존재하며, 이 곡선에서 예상보다 더 많은 소행성이 발견됩니다.지름이 약 120 km 이상인 대부분의 소행성은 강착 시대에 생존한 원시 소행성인 반면, 대부분의 작은 소행성들은 원시 소행성의 파편화의 산물입니다.메인 벨트의 원시 인구는 아마도 [64][65]현재의 200배에 달했을 것입니다.

알려진 대부분의 소행성의 절대 등급은 11에서 19 사이이며 중앙값은 약 [66]16입니다.평균적으로 소행성 간의 거리는 약 965,600 km (600,000 [67][68]mi)이지만, 이것은 소행성족에 따라 다르고 더 작은 발견되지 않은 소행성들이 훨씬 더 가까울 수 있습니다.소행성대의 총 질량은 [2]달 질량의 3%에 불과한 2.39×1021 kg으로 추정됩니다.네 개의 가장 큰 천체인 세레스, 베스타, 팔라스, 그리고 히기에아는 벨트 전체 질량의 62%를 포함하고 있으며,[69][5] 39%는 세레스만이 차지하고 있습니다.

구성.

주요 기사:소행성 분광형
태양으로부터의[70] 거리에 따른 소행성 분광형의 분포

현재의 벨트는 크게 C형 탄소질 소행성, S형 규산염 소행성, X형 소행성의 혼성군 등 3개의 소행성으로 구성되어 있습니다.후자는 특징이 없는 스펙트럼을 가지고 있지만 반사율에 따라 세 그룹으로 나눌 수 있으며 M형 금속성, P형 원시성, E형 엔타이트 소행성을 산출할 수 있습니다.이러한 기본 클래스에 맞지 않는 유형이 추가로 발견되었습니다.태양으로부터의 거리를 S, C,[71] P, 그리고 별의 특징이 없는 D형의 순서로 늘림으로써 소행성형의 구성적인 경향이 있습니다.

1969년 멕시코에서 지구에 떨어진 탄소질 콘드라이트인 아옌데 운석의 파편

이름에서 알 수 있듯이 탄소질 소행성은 탄소가 풍부합니다.그들은 소행성대의 바깥쪽 [72]영역을 지배하고, 안쪽 [71]영역에서는 희귀합니다.이들은 모두 합쳐 눈에 보이는 소행성의 75% 이상을 차지합니다.그들은 다른 소행성들보다 색깔이 더 붉고 알베도가 매우 낮습니다.그들의 표면 구성은 탄소질 콘드라이트 운석과 비슷합니다.화학적으로 그들의 스펙트럼은 더 가벼운 원소와 휘발성을 [73]제거한 초기 태양계의 원시적인 구성과 일치합니다.

S형 소행성은 [72][74]태양으로부터 2.5 천문단위 이내에 있는 띠의 안쪽으로 갈수록 흔합니다.표면의 스펙트럼은 규산염과 일부 금속의 존재를 나타내지만 중요한 탄소질 화합물은 없습니다.이것은 그들의 물질이 아마도 용해와 개조를 통해 원시적인 구성으로부터 크게 변형되었음을 나타냅니다.그들은 상대적으로 높은 알베도를 가지고 있으며 전체 소행성 [73]개체수의 약 17%를 형성하고 있습니다.

M형(금속이 풍부한) 소행성은 일반적으로 주대의 중간에 있으며, 전체 [73]인구의 대부분을 차지합니다.그들의 스펙트럼은 철-니켈의 스펙트럼과 비슷합니다.어떤 것들은 충돌로 인해 파괴된 분화된 전구체들의 금속 코어들로부터 형성된 것으로 추정됩니다.그러나 몇몇 규산염 화합물들도 비슷한 모양을 만들어 낼 수 있습니다.예를 들어, 큰 M형 소행성 22 칼리오페는 주로 [75]금속으로 구성되어 있지 않은 것으로 보입니다.소행성대 내에서, M형 소행성의 수 분포는 약 2.7 [76]AU의 장축 반지름에서 최고조에 달합니다. 모든 M형이 구성적으로 유사한지 아니면 주요 C형과 S형에 깔끔하게 들어맞지 않는 여러 변종의 표지인지는 아직 [77]명확하지 않습니다.

한 가지 수수께끼는 소행성대에서 [78]V형 소행성이나 현무암 소행성이 상대적으로 드물다는 것입니다.소행성 형성 이론에 따르면 베스타 이상의 크기의 물체는 지각과 맨틀을 형성할 것이며, 이는 주로 현무암이나 감람석으로 구성되어 전체 소행성의 절반 이상이 현무암이나 감람석으로 구성될 것입니다.그러나 관측 결과에 따르면 예측된 현무암 물질의 99%가 누락되었습니다.[79]2001년까지 소행성대에서 발견된 대부분의 현무암체는 소행성 베스타(Vesta, 그래서 그들의 이름은 V형)에서 유래한 것으로 여겨졌지만, 소행성 1459 마그냐의 발견은 그 때까지 발견된 다른 현무암 소행성들과는 약간 다른 화학적 구성을 밝혀내 다른 [79]기원을 암시했습니다.이 가설은 2007년 7472 쿠마키리와 (10537) 1991 RY16이라는 두 개의 소행성이 외대에서 추가로 발견되면서 더욱 강화되었습니다.이 두 소행성은 현재까지 [78]외대에서 발견된 유일한 V형 소행성입니다.

허블은 다중 꼬리 혜성 P/[80]2013 P5를 보고 있습니다.

소행성대의 온도는 태양과의 거리에 따라 달라집니다.벨트 내의 먼지 입자의 경우, 일반적인 온도는 2.2 AU에서 200 K (-73 °C)부터 3.2 [81]AU에서 165 K (-108 °C)까지 다양합니다. 그러나 회전으로 인해 소행성의 표면 온도는 측면이 태양 복사에 번갈아 노출된 후 항성 배경에 노출됨에 따라 크게 변할 수 있습니다.

주대혜성

주 기사 : 주대혜성

외부 벨트에 있는 몇 개의 눈에 띄지 않는 물체들은 혜성 활동을 보여줍니다.그들의 궤도는 고전적인 혜성의 포획을 통해서는 설명될 수 없기 때문에, 많은 외부 소행성들은 얼음으로 생각되며, 얼음은 가끔 작은 충돌을 통해 승화에 노출됩니다.고전적인 혜성들이 [82]주 공급원이 되기에는 중수소와 수소의 비율이 너무 낮기 때문에 주 벨트 혜성들은 지구 해양의 주요 공급원이었을지도 모릅니다.

궤도

소행성대(이심률을 보여주는 것)는 적색과 청색으로 소행성대("핵심"영역이 적색으로 표시됨)를 나타냄.

소행성대 내의 대부분의 소행성은 궤도 이심률이 0.4 이하이며, 기울기는 30° 이하입니다.소행성들의 궤도 분포는 이심률이 0.07, 기울기가 4°[66]이하일 때 최대치에 이릅니다.따라서 일반적인 소행성은 상대적으로 원형 궤도를 가지고 있고 황도면 근처에 있지만 일부 소행성 궤도는 매우 편심하거나 황도면 밖을 잘 이동할 수 있습니다.

때때로, "메인 벨트"라는 용어는 신체의 가장 많은 집중이 발견되는 더 콤팩트한 "핵심" 영역만을 지칭하는 데 사용됩니다.커크우드 간격은 2.06 천문단위와 3.27 천문단위에서 4:1과 2:1이며 궤도 이심률은 약 0.33 미만이며 궤도 경사는 약 20° 미만입니다.2006년 현재, 이 "핵심" 지역은 태양계 [83]내에서 발견되고 번호가 매겨진 작은 행성들의 93%를 포함하고 있습니다.JPL 스몰바디 데이터베이스에는 알려진 주대 소행성 100만 [84]개 이상이 나열되어 있습니다.

커크우드 간극

주요 기사 : 커크우드 갭
반장축(a)의 함수로서 메인 벨트에 있는 소행성의 수.점선은 커크우드 간격을 나타내고 색상은 다음 영역을 나타냅니다.
I: 내부 메인 벨트(a < 2.5AU)
II: 중간 메인 벨트(2.5AU < a < 2.82AU)
III: 외부 메인 벨트(a > 2.82AU)

소행성의 반장축은 태양 주위를 도는 궤도의 크기를 설명하는 데 사용되며, 소행성의 값은 소행성의 궤도 주기를 결정합니다.1866년 다니엘 커크우드는 태양으로부터 이 물체들의 궤도 거리에 틈이 있다는 것을 발견했다고 발표했습니다.그들은 태양에 대한 공전 주기가 목성의 공전 주기의 정수 부분인 위치에 있었습니다.커크우드는 행성의 중력 섭동이 이러한 [85]궤도들로부터 소행성들을 제거하도록 이끌었다고 제안했습니다.

소행성의 평균 공전 주기가 목성의 공전 주기의 정수 분율일 때, 가스 거인과의 평균 운동 공명은 소행성을 새로운 궤도 요소로 동요시키기에 충분합니다.원시 소행성들은 목성 [86]궤도의 이동 때문에 이 틈으로 들어왔습니다.이후 소행성은 주로 야르코프스키 [71]효과로 인해 이러한 틈 궤도로 이동하지만 섭동이나 충돌로 인해 진입할 수도 있습니다.진입한 후 소행성은 점차 더 크거나 더 작은 반장축을 가진 다른 무작위 궤도로 이동하게 됩니다.

충돌

황도대의 빛은 행성간 먼지에 의해 반사되고, 행성간 먼지는 소행성의 충돌로부터 일부 유래합니다.

소행성대의 높은 인구는 소행성 간의 충돌이 천문학적인 시간 척도로 자주 일어나는 매우 활동적인 환경을 만듭니다.평균 반경이 10 km인 주 벨트 본체 사이의 충돌 사건은 약 천만 [87]년에 한 번 발생할 것으로 예상됩니다.충돌은 소행성을 수많은 작은 조각들로 쪼개 놓을 수도 있습니다 (새로운 소행성족을 [88]형성하게 합니다).반대로, 낮은 상대 속도에서 발생하는 충돌도 두 개의 소행성에 합류할 수 있습니다.40억 년 이상의 그러한 과정을 거친 후, 소행성대의 구성원들은 현재 원래의 개체수와 거의 유사하지 않습니다.

증거에 따르면 지름 200m에서 10km 사이의 주요 벨트 소행성들은 대부분 충돌로 인해 형성된 돌무더기입니다.이 물체들은 대부분 중력에 의해 결합된 다수의 불규칙한 물체들로 구성되어 있으며, 이로 인해 상당한 양의 내부 [89]공극률이 발생합니다.소행성의 몸체들과 함께, 소행성 벨트는 또한 수백 마이크로미터에 이르는 입자 반경을 가진 먼지의 띠들을 포함하고 있습니다.이 미세한 물질은 적어도 부분적으로 소행성들 사이의 충돌과 소행성에 미치는 미세 운석의 영향으로 생성됩니다.포인팅-로버트슨 효과 때문에, 태양 복사의 압력은 이 먼지가 [90]태양을 향해 서서히 안쪽으로 회전하게 만듭니다.

이 미세한 소행성 먼지와 분출된 혜성 물질이 합쳐지면 황도대의 빛이 생깁니다.이 희미한 오로라 빛은 황도면을 따라 태양 방향으로 뻗어나가는 밤에도 볼 수 있습니다.눈에 보이는 황도대 빛을 만들어내는 소행성 입자들의 평균 반경은 약 40 μm입니다.주 띠 띠 띠 구름 입자의 일반적인 수명은 약 70만 년입니다.따라서 먼지 띠를 유지하기 위해서는 소행성대 [90]내에서 새로운 입자가 꾸준히 생성되어야 합니다.한때 소행성의 충돌은 황도대 빛의 주요 구성 요소를 형성한다고 생각되었습니다.하지만, 네스보르네와 동료들의 컴퓨터 시뮬레이션은 황도대 빛 먼지의 85퍼센트가 혜성과 소행성대의 소행성들 사이의 충돌 때문이 아니라 목성 가족 혜성들의 파편 때문이라고 생각했습니다.먼지의 최대 10%는 소행성대 [91]때문입니다.

운석

충돌로 생긴 잔해들 중 일부는 지구의 [92]대기로 들어오는 유성체를 형성할 수 있습니다.지금까지 지구에서 발견된 50,000개의 운석 중 99.8 퍼센트가 소행성대에서 [93]비롯된 것으로 여겨지고 있습니다.

가족 및 그룹

주요 기사:소행성족
번호가 매겨진 주 벨트 소행성에 대한 궤도 경사 (ip) 대 이심률 (ep)의 그림은 소행성족을 대표하는 충돌을 분명히 보여줍니다.
목성계까지의 내태양계 소행성 개요
내부 태양계 본체의 선형개요

1918년, 일본의 천문학자 히라야마 기요츠구는 소행성들의 궤도들이 가족이나 그룹을 [94]형성하는 비슷한 매개변수들을 가지고 있다는 것을 알아차렸습니다.

소행성대에 있는 소행성의 약 3분의 1은 소행성족에 속합니다.이들은 반장축, 이심률, 궤도 경사와 같은 유사한 궤도 요소와 유사한 스펙트럼 특징을 공유하며, 이들은 모두 큰 물체의 분열에서 공통된 기원을 나타냅니다.소행성대의 구성원에 대한 이러한 원소 쌍의 그래픽 표시는 소행성족의 존재를 나타내는 농도를 보여줍니다.거의 확실하게 소행성족인 약 20~30개의 협회가 있습니다.확실성이 떨어지는 그룹이 추가로 발견되었습니다.소행성족은 구성원들이 유사한 스펙트럼 [95]특징을 보일 때 확인할 수 있습니다.소행성들의 더 작은 연관성은 그룹 또는 성단이라고 불립니다.

소행성대에서 가장 눈에 띄는 족들은 플로라족, 유노미아족, 코로니스족,[76] 에오스족, 테미스족 등입니다.800명 이상의 알려진 구성원을 가진 가장 큰 플로라 가족 중 하나는 10억년 미만 [96]전의 충돌로부터 형성되었을 것입니다.한 가족의 실제 구성원이 될 수 있는 가장 큰 소행성은 4 베스타입니다. (게피온 가족이 있는 세레스의 경우 인터로퍼와는 대조적입니다.베스타 가족은 베스타에 대한 분화구 형성의 영향으로 형성된 것으로 추정됩니다.마찬가지로, HED 운석도 이 [97]충돌의 결과로 베스타에서 기원했을 수 있습니다.

소행성대 안에서 세 개의 눈에 띄는 먼지 띠가 발견되었습니다.이들은 에오스족, 코로니스족, 테미스족과 비슷한 궤도 경사를 가지고 있으며, 따라서 [98]이들 무리와 관련이 있을 가능성이 있습니다.

후기 대폭격 이후의 주요 벨트 진화는 거대한 센타우르와 해왕성 횡단 천체(TNO)의 통과에 영향을 받았을 가능성이 매우 높습니다.태양계 내부에 도달한 센타우르와 TNO는 주대소행성의 궤도를 수정할 수 있지만, 질량이 10☉ M 정도일−9 경우 또는 여러 번의 근접한 경우에 한 번 더 적을 경우에만 수정할 수 있습니다.그러나 센타우르스와 TNO는 일부 오래된 소행성족을 교란시킬 수 있지만, 주요 벨트에 있는 젊은 소행성족을 크게 분산시켰을 것 같지는 않습니다.센타우르스 또는 해왕성 횡단 천체로 기원한 현재의 주대 소행성은 수명이 400만 년 미만인 외대에 있을 수 있으며, 주대 [99]소행성보다 큰 이심률로 2.8에서 3.2 천문단위 사이를 공전할 가능성이 높습니다.

주변부

띠의 안쪽 가장자리(1.78 ~ 2.0 AU, 평균 반장축 1.9 AU)를 돌고 있는 것은 작은 행성들의 헝가리어족입니다.그들의 이름은 주요 구성원인 434 헝가리아의 이름을 따서 지어졌습니다; 그 그룹은 적어도 52개의 소행성들을 포함하고 있습니다.헝가리 그룹은 4:1 커크우드 간격에 의해 본체로부터 분리되고 궤도는 높은 경사를 가지고 있습니다.일부 구성원들은 화성 횡단 소행성 범주에 속하며, 화성에 의한 중력 섭동은 이 [56]집단의 총 개체수를 감소시키는 요인일 가능성이 높습니다.

소행성대 안쪽에 있는 또 다른 높은 기울기의 집단은 포케아과입니다.이 소행성들은 주로 S형 소행성들로 구성되어 있으며, 이웃한 헝가리의 소행성들은 일부 E형 [100]소행성들을 포함하고 있습니다.포케아족은 [101]태양으로부터 2.25 ~ 2.5 AU 사이의 궤도를 돌고 있습니다.

소행성대의 바깥쪽 가장자리를 돌고 있는 것은 3.3 천문단위에서 3.5 천문단위 사이의 궤도를 돌고 있는 사이벨 군입니다.이들은 목성과 7:4 궤도 공명을 합니다.힐다족은 3.5에서 4.2 AU 사이의 궤도를 돌고 있으며 상대적으로 원형 궤도와 목성과의 안정적인 3:2 궤도 공명을 가지고 있습니다.목성의 궤도까지 4.2 천문단위 이상의 소행성은 거의 없습니다.후반부에는 트로이 소행성의 두 계열이 발견될 수 있는데, 적어도 1km 이상의 천체에서는 소행성대의 [102]소행성만큼 많은 수가 발견됩니다.

뉴패밀리

최근 천문학적인 측면에서 몇몇 소행성족들이 형성되었습니다.카린족은 약 570만 년 전에 [103]반지름 33km의 원형 소행성과의 충돌로 형성된 것으로 보입니다.Veritas 과는 약 830만년 전에 형성되었습니다; 증거는 바다 [104]퇴적물에서 회수된 행성간 먼지입니다.

더 최근에는, 다투라 성단이 주대 소행성과의 충돌로부터 약 530,000년 전에 형성된 것으로 보입니다.나이 추정치는 물리적 증거가 아닌 구성원이 현재 궤도를 가질 확률에 근거합니다.그러나 이 성단은 황도대 먼지 [105][106]물질의 근원이었을지도 모릅니다.Iannini c.성단과 같은 다른 최근의 성단 형성은 (100만년에서 500만년 전) 이 소행성 [107]먼지의 추가적인 근원을 제공했을 수도 있습니다.

탐험

베스타와 세레스가 함께한 새벽 우주선의 아티스트 컨셉

소행성대를 횡단한 최초의 우주선은 1972년 7월 16일 이 지역에 진입한 파이오니어 10호였습니다.당시에는 벨트의 잔해가 우주선에 위험을 줄 것이라는 우려가 있었지만, 이후 사고 없이 다수의 우주선에 의해 안전하게 횡단되고 있습니다.파이어니어 11호, 보이저 1호, 2호, 율리시스는 소행성을 촬영하지 않고 벨트를 통과했습니다.카시니는 [108]2000년에 그 벨트를 횡단하면서 플라즈마와 미세먼지 알갱이들을 측정했습니다.주노는 목성으로 가는 길에 과학 [109]데이터를 수집하지 않고 소행성대를 횡단했습니다.벨트 안에 있는 물질들의 밀도가 낮기 때문에, 탐사선이 소행성에 충돌할 확률은 [110]10억분의 1 이하로 추정됩니다.

지금까지 촬영된 대부분의 주요 벨트 소행성들은 다른 목표물로 향하는 탐사선들에 의한 짧은 비행 기회에서 비롯되었습니다.단지 돈 미션만이 궤도에서 오랜 기간 동안 메인 벨트 소행성을 연구해왔습니다.갈릴레오 우주선은 1991년 가스프라 951호, 1993년 아이다 243호를 촬영한 뒤 1997년 마틸드 253호를 촬영해 2001년 2월 지구 근접 소행성 433 에로스에 착륙했습니다.카시니는 2000년에 마수르스키 2685명, 스타더스트는 2002년에 아네프랭크 5535명, 뉴호라이즌스는 2006년에 APL 132524명, 로제타는 2008년 9월에 슈테인 2867명, 2010년 7월에 루테티아 21명을 촬영했습니다.돈은 2011년 7월에서 2012년 9월 사이에 베스타의 궤도를 돌았고,[111] 2015년 3월부터 세레스의 궤도를 돌았습니다.

루시 우주 탐사선은 목성 트로이로 [112]가는 2023년에 152830 딩키네쉬를 근접 비행할 것으로 예상됩니다.ESA의 JUICE 임무는 [113]2029년에 소행성 223 로사의 근접 비행을 제안하면서 소행성대를 두 번 통과할 예정입니다.프시케 우주선은 거대한 M형 소행성 16 [114]프시케에 대한 나사의 계획된 임무입니다.

참고 항목

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