小行星带

本页面讲的是位于火星和木星中间的小行星带！

小行星带是星周盘在太阳系的行星位置大致在Mars和Jupiter的轨道。它被许多不规则形状的星体所占据，称为小行星或小行星。小行星带也被称为小行星带或主带，以区别于太阳系中的其他小行星群，如地球附近的小行星和特洛伊小行星。大约一半的带质量包含四的最大的小行星：Ceres，维斯塔，Pallas，和健神星。小行星带的总质量大约是4%或22%，月亮，冥王星，大约两倍，布鲁托moon Charon（直径1200公里）。

Ceres，小行星带的矮行星，直径大约是950公里，而4星，2和10 Hygiea帕拉斯，平均不到600公里的直径。剩下的物体的大小是尘埃颗粒的大小。小行星的物质分布如此之薄以至于无数无人驾驶的宇宙飞船都没有发生过碰撞。[ 6 ]然而，大的小行星之间的碰撞确实发生了，并且这些行星可以产生一个小行星家族，它们的成员具有相似的轨道特征和组成。在小行星带的小行星的光谱分类是个人，大部分落入三个基本组：碳（C）、硅酸盐（S型），和丰富的金属（M）。

小行星带由原始太阳星云的一组行星。行星的原行星体。在Mars和木星，然而，来自Jupiter的原行星引力摄动了太多他们的共生形成行星的轨道能量。碰撞太剧烈，而融合在一起，星子和大部分的原行星粉碎。结果，小行星带的原始质量中的99.9%在太阳系历史的前1亿年丢失了。一些碎片最终进入了太阳系内部，导致了内部行星的陨石撞击。当太阳公转周期与木星形成轨道共振时，小行星轨道继续受到轻微扰动。在这些轨道距离上，当它们被扫入其他轨道时，会出现一个柯克伍德间隙。

在其他地区的太阳系小天体类是地球附近的物体，半人马，Kuiper带天体，分散盘的对象，sednoids，和奥尔特云对象。

2014年1月22日，欧洲航天局科学家的检测，对于第一个明确的时间，水蒸汽在Ceres，小行星带中最大的天体。检测是通过使用远红外能力的赫歇尔空间天文台，发现是意外因为彗星不是小行星，通常被认为“萌飞机和羽毛”。据一位科学家所说，“彗星和小行星之间的区分现在变得越来越模糊了。”

## 历史的观察

从1596，开普勒预测，“Mars和Jupiter之间，我把一个星球”在他的宇宙的奥秘。在分析第谷·布拉赫的数据，开普勒认为没有太大的差距，Mars和Jupiter之间的轨道。

在他的1766个翻译Charles Bonnet的沉思自然匿名的注脚，维滕贝格天文学家Johann Daniel Titius指出，行星的布局的一个明显的模式。如果在0一开始的数值序列，然后包括3, 6, 12、24, 48等，每增加一倍的时间，并增加四的每一个数除以10，这产生了一个非常接近的近似的已知行星的轨道半径为天文单位的测量提供了一个允许“失踪的星球”（在序列24当量）火星轨道之间（12）和Jupiter（48）。在他的脚注，提丢斯宣称“但应主建筑师留下的空间是空的吗？“一点也不。”
当William Herschel发现天王星1781行星的运行轨道几乎完全匹配法，天文学家得出结论，必须有Mars和Jupiter之间的一颗行星的轨道。

1801年1月1日，朱塞普·皮亚齐在巴勒莫西西里岛大学的天文学的椅子上，发现了一个微小的移动物体在轨道半径的精确模式预测。他称之为“谷神”，西西里岛的收获和赞助人在罗马女神。皮亚齐最初认为是一颗彗星，但其昏迷并没有它是一颗行星。

因此，上述的模式，现在被称为提丢–波德定律，预测了所有八颗行星的半长轴（水星、金星、地球、Mars、Ceres、Jupiter、萨图恩和天王星）。

十五个月后，Heinrich Olbers发现在同一地区的一个对象，Pallas。不同于其他已知的行星，Ceres和雅典娜仍然分光望远镜的放大倍数下，最高甚至不是解决光盘。除了它们的快速移动外，它们似乎与恒星不可区分。

因此，在1802，William Herschel建议他们被放置到一个单独的类别，命名为“小行星”，在希腊asteroeides，意思是“星状”。在完成一系列的Ceres和雅典娜的观察，他得出了结论。

> “对于这两颗恒星，无论是行星的名称，还是彗星的名称，都不能用任何适当的语言表达…它们很像小星星，很难与它们区别开来。由此，小行星的样子，如果我把我的名字，并称之为小行星；保留自己的自由而改变名字，如果另一个，更能表达他们的本性，应该发生。”
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1807，进一步的调查显示该地区的两个新的对象：朱诺和维斯塔。对利林塔尔在拿破仑战争中燃烧，在那里工作的主体已经完成了第一阶段，发现接近。

尽管Herschel的造词，几十年来它仍然是常见的做法是将这些对象作为行星和他们的名字，代表他们的前缀发现时间数：1谷神，2帕拉斯，3朱诺，4灶神星。然而，在1845天文学家检测到一个第五对象（5义），此后不久，新的对象是在加速发现。在行星之间计算它们变得越来越笨重。最终，他们从行星的名单中剔除（如第一世纪50年代初亚历山大·冯·洪堡提出）和Herschel选择的命名，“小行星”，逐渐开始广泛使用。

1846海王星的发现导致衰败的提丢–波德定律在科学家的眼中，因为它的轨道是接近预测位置。到目前为止，还没有科学的解释定律，天文学家的一致认为这是一个巧合。

“小行星带”开始使用在非常早期的19世纪50年代，虽然很难找出谁创造了这个词。第一次使用英语似乎在1850翻译（E. C.奥特é）亚历山大·冯·洪堡的宇宙：“[…]和规则的外形，十一月十三日和八月十一日，流星，这可能构成一个小行星带的轨道相交的地球移动行星的速度”。另一个早期出现在Robert James Mann的《天堂知识指南》中：“小行星的轨道被放置在一个宽的空间带中，在……的极端之间延伸。”。美国天文学家Benjamin Peirce似乎采纳了这一术语，并且一直是它的发起人之一。

一百颗小行星已经位于mid-1868，和1891 Max Wolf摄影介绍发现率进一步加速。在1921, 10000年底前发现了1000颗小行星，2000颗小行星被发现了1981颗，100000颗小行星被发现。现代小行星测量系统现在使用自动化手段，以不断增加的数量找到新的小行星。

起源
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### 形成

1802，不久后，Pallas发现，奥伯斯建议Herschel说，Ceres和Pallas是一个更大的星球上，一旦占领火星–木星区片段，这个星球遭受内部爆炸或许多万年前彗星撞击。然而，随着时间的推移，这个假设已经失宠了。摧毁行星所需的大量能量，再加上该带的低组合质量，仅为Moon质量的4%，不支持这个假设。此外，小行星之间的重大化学差异很难解释，如果它们来自同一行星。今天，大多数科学家都相信，而不是分裂从祖的行星，小行星的行星都没有形成。

一般来说，在太阳系中，行星的形成被认为发生过程与长期的星云假说：星际尘埃和气体云坍塌在重力的影响下形成一个旋转盘的材料，然后进一步凝聚形成太阳和行星。在最初的几万年的太阳系的历史，粘性碰撞吸积过程造成结块的小颗粒，其体积逐渐增大。一旦达到足够大的团块，他们可以通过其他机构成为行星引力。这种重力的增加导致了行星的形成。

星子区域内将成为小行星带太强烈受木星的引力形成了一颗行星。相反，它们继续像以前一样绕太阳运行，偶尔会相撞。在地区碰撞的平均速度太高，粉碎的行星往往主宰行星吸积，防止形成大小的物体。轨道共振发生在带的一个物体的轨道周期形成Jupiter的轨道周期的整数分数，扰动的对象到一个不同的轨道；轨道区域之间的Mars和木星包含许多这样的轨道共振。当木星在其形成后向内迁移时，这些共振将席卷小行星带，动态地刺激该区域的人口，并增加它们相对于彼此的速度。

在太阳系的早期历史中，小行星在一定程度上融化了，允许它们内部的元素部分或完全地被质量区分。有些祖先体甚至经历了爆发性火山活动，形成了岩浆海洋。然而，由于体积相对较小，熔化的时间必然是短暂的（与更大的行星相比），大致在45亿年前结束，在最初的几千万年形成过程中。2007年8月，一个研究锆石晶体在南极陨石被认为起源于4灶神星认为，通过扩展的小行星带的休息，已经形成相当快，在一千万年的太阳系的起源。

### 演化

小行星不是原始太阳系的样本。他们自形成以来经历了相当大的进化，包括内部加热（在数百万年前几十），表面熔化的影响，太空风化的辐射，并通过微陨石轰击。虽然一些科学家称小行星残余星子，其他的科学家认为他们的不同。

目前的小行星带被认为只包含原始带的一小部分。计算机模拟表明，原来的小行星带可能包含了相当于地球的质量。主要是因为引力摄动，大部分材料被赶出带在约一百万年的地层，留下小于原来的0.1%。自其形成以来，小行星带的分布保持相对稳定：一直在主带小行星的典型尺寸无明显增加或减少。

与木星的4:1轨道共振，半径为2.06 AU，可以被认为是小行星带的内边界。由Jupiter派遣机构存在扰动时的不稳定轨道。大多数身体里面这种差距形成的半径被火星（已在1.67 AU的远日点）或被其引力摄动在太阳系的早期历史。Hungaria小行星的谎言比4:1共振接近太阳，但以其高倾斜保护从中断。

当小行星带首次形成时，距离太阳2.7 AU的温度在水的冰点以下形成了一条“雪线”。形成超出这个半径的行星能积聚的冰。2006，有人宣布，在雪线之外的小行星带内发现了一批彗星，该彗星可能为地球的海洋提供了水源。根据一些模型，在地球的形成时期形成海洋有水气不足，需要外部源如彗星轰击。

特点
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与流行的图像相反，小行星带大部分是空的。小行星散布在这么大的体积上，不小心瞄准小行星是不可能的。尽管如此，目前已知的小行星有数十万颗，总数量在数百万或更多，这取决于较低的大小截止。已知有200多颗小行星大于100公里，而在红外波段的一项调查表明，小行星带有直径为1公里或更高的0.7 - 170万颗小行星。大多数已知小行星的表观星等为11 - 19，中位数在16左右。

小行星带的总质量估计为2.8×1021到3.2×1021公斤，这是4%的月亮的质量。四大目标，Ceres，4灶神星，2智，10 Hygiea，带的总质量的一半，Ceres几乎占的三分之一。

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### 位置

目前带主要包括三类：C型小行星或碳质小行星，S型或M型或金属和硅酸盐的小行星，小行星。

碳质小行星，顾名思义，是富含碳的。它们控制着小行星带的外层区域，它们共同构成了75%以上的可见小行星。他们在色调比其他小行星更红，有一个非常低的反照率。其表面成分类似于碳质球粒陨石。化学上，它们的光谱与早期太阳系的原始组成相匹配，只有较轻的元素和挥发物被去除了。

S型（富含硅酸盐的）小行星的带向区域内比较常见，在2.5 AU太阳。其表面的光谱显示硅酸盐的存在和一些金属，但没有明显的含碳化合物。这表明他们的材料已经从原始的成分中得到了显著的改变，可能是通过熔化和改造。它们的反照率相对较高，约占小行星总数的17%。

M型（富金属）小行星形成约占总人口的10%；其光谱相似，铁镍。一些被认为是由碰撞碰撞破坏的分化前体的金属核形成的。然而，也有一些硅酸盐化合物，可以产生类似的外观。例如，大M型小行星22史诗女神似乎并不主要是由金属。在小行星带，M型小行星峰约2.7 AU半长轴数分布。目前尚不清楚是否所有的M-型成分相似，或是在几个品种，不适合整齐地进入主要的标签和C类。

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一个神秘的小行星带是V型的相对稀缺性，或玄武小行星，小行星的形成理论预测对象维斯塔或更大的应该形成结壳和披风，这将主要由玄武质岩石，导致一半以上的小行星组成的玄武岩或橄榄。结果，然而，表明99%的预测玄武岩材料丢失。[ 60 ]直到2001，大多数玄武岩体在小行星带发现了被认为是起源于小行星维斯塔（因此他们的名字V型）。然而，这颗小行星的发现揭示了1459 magnya从其他玄武小行星发现到那时稍有不同的化学成分，表明不同的起源。[ 60 ]这一假说是由2007在外带两个小行星的进一步发现钢筋，7472 kumakiri和（10537）1991 ry16玄武岩组成，不同的不可能起源于维斯塔。后两者是迄今为止发现的唯一的V型小行星。

小行星带的温度随太阳的距离而变化。尘埃粒子带内典型的温度范围从200 K（−73°C）在2.2 AU到165 K（−108°C）在3.2 AU [ 61 ]然而，由于旋转，小行星的表面温度可以作为双方交替暴露于太阳辐射，然后到恒星背景有很大的不同。

### 主带彗星

在外部带几个不起眼的物体显示彗星活动。因为它们的轨道无法通过捕捉经典彗星来解释，所以认为许多外行星可能是冰的，冰偶尔会通过小碰撞暴露在升华中。主带彗星可能是地球海洋的主要来源，因为氘氢比率太低，以致于经典彗星已经成为主要来源。

### 轨道

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大多数小行星在小行星带的轨道偏心率小于0.4，而小于30°倾斜。偏心率约0.07，低于4°倾角的小行星的轨道分布达到最大。因此，尽管一个典型的小行星有一个相对的圆形轨道，位于黄道平面，一些小行星的轨道可以高度偏心或旅行在黄道平面。

有时，“主带”一词仅指更致密的“核心”区域，即发现最集中的物体。这是强大的4:1和2:1柯克伍德之间的差距在2.06和3.27金，和轨道偏心率小于约0.33，随着轨道倾角在20°。这个“核心”区域大约包含太阳系中所有编号小的行星的93.4%。

### 柯克伍德空隙

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小行星的半长轴用来描述其围绕太阳的轨道的大小，其值决定小行星的轨道周期。1866，Daniel Kirkwood宣布发现了这些天体在太阳轨道上的距离。它们位于太阳公转周期为木星轨道周期整数部分的位置。柯克伍德提出行星引力扰动导致小行星从这些轨道上被移除。

当一颗小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期的整数分数，与天然气巨头的平均运动共振的创建，是足以扰乱一个小行星的新轨道要素。小行星，成为位于间隙轨道（无论是本初因为木星的轨道，迁移或由于之前的扰动或碰撞）逐渐推到不同的、具有较大或较小的随机轨道半长轴。

由于小行星轨道是椭圆的，许多小行星仍然穿过与这些空隙相对应的半径，所以在一个时刻，小行星的位置的简单快照中没有看到这些空隙。这些间隙中小行星的实际空间密度与邻近地区没有显著差异。

主要差距在3:1、5:2、7:3，和2:1的平均运动共振与木星。在3:1的柯克伍德空隙小行星的轨道太阳三倍每个木星轨道，例如。较弱的共振发生在其他半长轴值，小行星比附近发现较少。（例如，一个8:3共振与2.71金。半长轴的小行星）

小行星带的主要或核心种群有时被划分为三个区域，基于最突出的柯克伍德间隙：

i区位于4:1共振（2.06 AU）和3:1共振（2.5 AU）柯克伍德间隙之间。

II区继续从区结束我到5:2共振间隙（2.82金）。

第三区从第二区的外缘延伸到2:1共振间隙（3.28 AU）。

小行星带也可分为内带和外带，由靠近Mars的小行星形成的内带比3:1的柯克伍德间隙（2.5 AU）和靠近木星轨道的小行星形成的外带形成。（一些作者在2:1共振间隙（3.3 AU）中细分内、外带，而另一些则建议内、中、外带，也见图）。

碰撞
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小行星带高度的人口构成了一个非常活跃的环境，小行星之间的碰撞频繁发生（在天文时间尺度上）。平均半径为10公里的主要带体之间的碰撞大约每1000万年发生一次，碰撞可能使小行星分裂成许多较小的碎片（导致形成一个新的小行星家族）。相反，在低相对速度下发生的碰撞也可能加入两个小行星。经过40亿多年的这样的过程，小行星带的成员现在与原始种群几乎没有什么相似之处。

随着小行星天体，小行星带中还含有高达几百微米的颗粒半径的尘埃带。这是好材料，至少部分来自小行星之间的碰撞，并通过微小陨石对小行星的影响。由于坡印廷–罗伯森效应、太阳辐射压力使这灰尘慢慢螺旋向内朝向太阳。

这种精细的小行星尘埃的结合，以及喷射的彗星物质，产生黄道光。这种微弱的极光可以在夜间从黄道方向延伸到太阳表面。小行星的颗粒，产生可见的黄道光平均约40μ米半径。主带黄道云粒子的典型的寿命约为700000年。因此，保持尘埃带，必须不断产生新粒子在小行星带。[ 71 ]曾经认为，碰撞小行星形成黄道光的主要组成部分。然而，通过nesvorný和同事的计算机模拟是85%的黄道光尘埃木星家族的彗星的碎片，而不是在小行星带的小行星，彗星和碰撞之间。最多10%的尘埃是小行星带造成的。

### 陨石

从碰撞的一些碎片形成的流星体进入地球的氛围。迄今为止，在地球发现的50000颗陨石中，有99.8%颗被认为起源于小行星带。

## 家庭和团体

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1918，日本天文学家平山清次注意到一些小行星的轨道有相似的参数，形成家庭或团体。

小行星带中大约三分之一的小行星是小行星家族的成员。它们具有相似的轨道元素，如半长轴、偏心距和轨道倾角以及类似的光谱特征，所有这些都表明在一个较大天体的解体中有共同的起源。这些元素的图形显示，小行星带的成员，显示存在小行星家族的浓度。大约有20到30个协会几乎肯定是小行星家族。已发现不太确定的附加分组。当成员显示共同的光谱特征时，小行星家族可以被确认。小行星的小组合称为群或群。

在小行星带的一些最突出的家庭（为了增加半长轴）是Flora，Koronis，eunoma，EOS，并是家庭。家庭的芙罗拉，一个最大的超过800已知的成员，可能来自碰撞少于十亿年前形成的。是真的一个家庭的成员最大的小行星（相对于Gefion家族在Ceres的情况下一个闯入者）4灶神星。维斯塔家族被认为已经形成了一个火山口形成的结果对维斯塔的影响。同样，HED陨石可能也源于维斯塔的这种碰撞的结果。

小行星带内发现了三个显著的尘埃带。这些都有相似的轨道倾角为EOS、Koronis、和THEMIS小行星的家庭，因此可能与集团相关。

### 外围

踢脚板带的内边缘（范围在1.78和2之间的金，平均半长轴1.9 AU）是小行星Hungaria家族。他们被命名为主要成员，在434匈牙利；组至少包含52个命名的小行星。Hungaria集团是由4:1柯克伍德差距及其轨道主体分离有较高的倾向。有些成员属于Mars过境小行星类别，而火星的重力扰动可能是减少这一群体总人口的一个因素。

在小行星带内的另一大斜度集团是Phocaea家族。这些主要是由S型小行星，而邻近的Hungaria家庭包括一些E。Phocaea家族的轨道2.25和2.5之间AU从太阳。

掠过小行星带的外缘是西布莉组、轨道3.3和3.5 AU之间。这些都与木星的轨道共振7:4。3.5、4.2金之间的希尔达家庭的轨道，并有相对稳定的圆形轨道和3:2的轨道共振与木星。除了木星轨道外，很少有小行星超过4.2 AU。在这里，可以找到两个特洛伊小行星的家族，至少对于1公里以上的天体来说，大约和小行星带小行星一样多。

### 新家庭

最近，一些小行星家族以天文术语形成。Karin集群显然形成于约570万年前，一个33公里半径的祖小行星碰撞。VERITAS家庭约830万年前形成的；证据包括从海洋沉积物恢复星际尘埃。

最近，曼陀罗集群似乎已经从一个主带小行星碰撞大约形成于53万年前。年龄估计是基于成员具有当前轨道的概率，而不是基于任何物理证据。然而，这群可能是一些黄道尘埃物质来源。其他最近的簇群，如Iannini群（大约1–500万年前），可能提供额外的这颗小行星的尘源。

探索
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第一艘穿越小行星带的宇宙飞船是先驱者10号，它于1972年7月16日进入该地区。当时有人担心，安全带中的碎片会对航天器造成危害，但它已经安全地穿越了12个航天器，没有发生事故。先驱者11号，旅行者1和2和尤利西斯通过带没有任何小行星成像。伽利略成像951 Gaspra在1991和243附近的IDA 1993，成像253玛蒂尔德1997，卡西尼成像2685马苏尔斯基2000，星尘成像5535安妮·法兰克2002、新视野成像132524 APL 2006，罗塞塔成像2867Š蛋白在2008年9月和2010年7月21鲁特西亚，和黎明环绕灶神星2011年7月和2012年9月之间，环绕Ceres自2015年3月。在去Jupiter的路上，朱诺穿过小行星带没有收集科学数据。由于带内的材料密度很低，在十亿颗小行星中探测到的小行星的几率小于1。

大多数小行星带的小行星拍摄日期已经从短暂的飞越机会前往其他目标的探讨。只有黎明，近隼任务研究小行星在轨道和地面长时间。维斯塔从2011年7月到2012年9月黎明的探索，并已绕Ceres自2015年3月。

参见
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* 小行星

来源
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维基百科