小惑星帯
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太陽系内部の小惑星と木星: ベルトは木星と火星の軌道の間に位置しています。
  太陽  木星トロヤ群  惑星の軌道  小惑星帯  ヒルダ小惑星（ヒルダス）  地球近傍天体（選択）
小惑星帯の中で、圧倒的に最大の天体は準惑星ケレスです。小惑星帯の総質量は冥王星よりもかなり小さく、冥王星の衛星カロンの約2倍です。

小惑星帯は太陽系におけるトーラス状の領域で、太陽を中心とし、木星と火星の軌道の間をほぼ覆っています。この領域には、小惑星または小惑星と呼ばれる不規則な形状をした固体の天体が多数存在します。確認されている天体の大きさは様々ですが、惑星よりもはるかに小さく、平均して約100万キロメートル（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、主小惑星帯またはメインベルトとも呼ばれます。 [ 1 ]

小惑星帯は、太陽系で最も小さく、最も内側にある恒星周円盤です。太陽系の他の領域にある小天体には、地球近傍天体、ケンタウロス族、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。小惑星帯の質量の約60%は、4つの最大の小惑星、ケレス、ベスタ、パラス、ヒギエアに含まれています。小惑星帯の総質量は、月の3%と推定されています。[ 2 ]

小惑星帯で準惑星になるほど大きい唯一の天体であるケレスは、直径が約950 kmであるが、ベスタ、パラス、ヒュギエアの平均直径は600 km未満である。[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]鉱物学的に分類される残りの天体の大きさは、数メートルに及ぶ。[ 7 ]小惑星の物質は非常に薄く分布しているため、多くの無人宇宙船が問題なく通過している。[ 8 ]しかし、大きな小惑星同士の衝突が起こり、同様の軌道特性と組成を持つ小惑星ファミリーが形成されることがある。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）、および金属に富む（M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系星雲から微惑星の集団として形成され、[ 9 ]原始惑星のより小さな前駆物質であった。しかし、火星と木星の間では、木星からの重力摂動がそれらの惑星への集積を妨げ、 [ 9 ] [ 10 ]余分な運動エネルギーを与え、衝突した微惑星と初期の原始惑星の大部分を粉砕した。その結果、太陽系の歴史の最初の1億年で、小惑星帯の元の質量の99.9%が失われた。[ 11 ]最終的に、いくつかの破片が太陽系内部に迷い込み、内惑星への隕石衝突をもたらした。小惑星の軌道は、太陽の周りの公転周期が木星と軌道共鳴を形成するたびに、かなり摂動を受け続けている。これらの軌道距離では、他の軌道に押し流されるためカークウッドの隙間が発生します。 [ 12 ]

観察の歴史

1596年、ヨハネス・ケプラーは惑星の軌道の比例感覚から、火星と木星の軌道の間に目に見えない惑星があると考えました。[ 13 ]

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、そこに惑星が存在するだろうという予測を述べた。[ 14 ]ティコ・ブラーエのデータを分析していたケプラーは、火星と木星の軌道の差が大きすぎて、惑星の軌道がどこにあるべきかという自身のモデルに当てはまらないと考えた。[ 15 ]

天文学者ヨハン・ダニエル・ティティウス・ド・ヴィッテンベルク[ 17 ] [ 18 ]は、シャルル・ボネの『自然の観想』 [ 16 ]の1766年の翻訳の匿名の脚注の中で、現在ティティウス・ボーデの法則として知られる惑星の配置の明らかなパターンを指摘した。数字の列を0から始めて、3、6、12、24、48…と続け、そのたびに2倍にして、それぞれの数字に4を加えて10で割ると、天文単位で測定された既知の惑星の軌道の半径に驚くほど近い近似値が得られる。ただし、火星( 12)と木星(48)の軌道の間に「欠けている惑星」（列の24に相当）があることを考慮に入れる必要がある。ティティウスは脚注で「しかし、建築主はあの空間を空のままにしておくべきだったのか？とんでもない。」と断言している。[ 17 ]ウィリアム・ハーシェルが1781年に天王星を発見したとき、その惑星の軌道はこの法則とほぼ一致していたため、一部の天文学者は火星と木星の軌道の間に惑星があるはずだと結論づけた。[ 19 ]

小惑星帯最大の天体であるケレスの発見者、ジュゼッペ・ピアッツィ：ケレスは惑星として知られていましたが、後に小惑星に再分類され、2006年からは準惑星となりました。

1801年1月1日、シチリア島パレルモ大学の天文学部長ジュゼッペ・ピアッツィは、このパターンによって予測された半径と全く同じ軌道を周回する微小な移動物体を発見した。彼はそれを、ローマ神話の豊穣の女神でありシチリア島の守護神にちなんで「ケレス」と名付けた。ピアッツィは当初、彗星だと思ったが、コマがないことから惑星である可能性を示唆した。[ 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）すべての軌道長半径を予測した。ケレスの発見と同時期に、フランツ・クサーヴァー・フォン・ザッハの招待により、「天体警察」と呼ばれる24人の天文学者からなる非公式のグループが結成され、新たな惑星を発見することを明確な目的とした。彼らは、ティティウス・ボーデの法則により惑星が存在するはずと予測された火星と木星の間の領域に焦点を絞って探索を行った。 [ 21 ] [ 22 ]

約15ヶ月後、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つ目の天体、パラスを発見しました。他の既知の惑星とは異なり、ケレスとパラスは、望遠鏡の最高倍率でも円盤状に分解されず、光点のままでした。その急速な運動を除けば、恒星と区別がつかないように見えました。[ 23 ]

そのため、1802年にウィリアム・ハーシェルは、ギリシャ語で「星のような」という意味の「アストロエイデス」にちなんで、これらを「小惑星」と名付けた別のカテゴリーに分類することを提案しました。[ 24 ] [ 25 ]ケレスとパラスの一連の観測を終えたハーシェルは、次のように結論付けました。[ 26 ]

これらの二つの星には、惑星という名称も彗星という名称も、言語的に適切な形では与えられない。…それらは小さな恒星に酷似しており、区別が困難である。このことから、私は自分の名前をとって、それらを小惑星と呼ぶことにする。ただし、もしそれらの性質をよりよく表す別の名前が生まれたら、その名前を変更する自由を留保しておく。

1807年までに、さらなる調査により、この地域で2つの新しい天体、ジュノーとベスタが発見されました。[ 23 ]ナポレオン戦争中にリリエンタールが焼失し、そこで主な作業が行われました。[ 27 ]これにより、この最初の発見の時期は終わりを告げました。[ 23 ]

ハーシェルの造語にもかかわらず、数十年にわたり、これらの天体を惑星と呼び、発見された順番を表す番号を冠するのが一般的な慣習となっていた[ 16 ] 。1 ケレス、2 パラス、3 ジュノー、4 ベスタといった具合である。しかし、1845年に天​​文学者カール・ルートヴィヒ・ヘンケが5番目の天体（5 アストレア）を発見し、その後まもなく、新たな天体が加速度的に発見された。これらの天体を惑星として数えることはますます煩雑になった。最終的に、（ 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）惑星リストから削除され、ハーシェルの造語である「小惑星」が徐々に一般的に使用されるようになった[ 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かけ離れたことから、科学者の間でティティウス・ボーデの法則の信頼性を失墜させました。現在に至るまで、この法則に対する科学的な説明は示されておらず、天文学者の間では単なる偶然の一致と見られています。[ 28 ]

宇宙船によって撮影された最初の小惑星、951 ガスプラ。1991年のガリレオのフライバイで撮影された。色は誇張されている。

「小惑星帯」という表現は1850年代初頭に使われ始めましたが、誰が造語したかを特定するのは困難です。英語で初めて使われたのは、1850年にエリーズ・オッテが訳したアレクサンダー・フォン・フンボルトの『コスモス』です。[ 29 ]「[…] そして、11月13日と8月11日頃には、流星が定期的に出現します。これはおそらく、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と考えられます。」また、ロバート・ジェームズ・マンの『天体知識への案内』にも、この表現が初期に登場しています。[ 30 ]「小惑星の軌道は、宇宙の極限から極限まで広がる広い帯状の宇宙空間に位置しており、[…]」。アメリカの天文学者ベンジャミン・パースがこの用語を採用し、提唱者の一人となったようです。[ 31 ]

1868年半ばまでに100個を超える小惑星が発見され、1891年にはマックス・ウルフによる天体写真術の導入により発見率が加速しました。[ 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 ] 2000年までに100,000個の小惑星が発見されました。 [ 35 ]現代の小惑星調査システムでは、自動化された手段を使用して、ますます多くの新しい小惑星を見つけています。

2014年1月22日、欧州宇宙機関（ESA）の科学者たちは、小惑星帯最大の天体であるケレスで、初めて水蒸気の存在を決定的に確認したと報告した。 [ 36 ]この検出は、ハーシェル宇宙望遠鏡の遠赤外線観測装置を用いて行われた。[ 37 ]通常、小惑星ではなく彗星が「ジェットやプルームを噴出する」と考えられているため、この発見は予想外だった。科学者の一人は、「彗星と小惑星の境界線はますます曖昧になっている」と述べている。[ 37 ]

起源

小惑星帯は太陽からの距離と軌道傾斜角の関係を示しており、小惑星帯の中心領域にある小惑星は赤、その他の小惑星は青で示されている。

形成

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・木星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衝突を経験したのではないかという説を提唱した。 [ 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のではないかという説を提唱した。[ 39 ]惑星を破壊するのに必要なエネルギー量が大きいことと、ベルト全体の質量が地球の月のわずか4%程度と小さいことを考えると、[ 3 ]これらの仮説は成り立たない。さらに、これらの小惑星が同じ惑星から来たものである場合、それらの間の顕著な化学的性質の違いを説明することは困難になる。[ 40 ]

小惑星帯の形成に関する現代の仮説は、太陽系全般において、惑星の形成が長年信じられてきた星雲仮説に匹敵する過程を経て起こったと考えられていることと関係している。すなわち、星間塵とガスの雲が重力の影響を受けて崩壊し、回転する物質の円盤を形成し、それが凝集して太陽と惑星が形成されたというものである。[ 41 ]太陽系の歴史の最初の数百万年の間に、粘着性衝突による集積過程によって小さな粒子が凝集し、徐々に大きくなっていった。凝集体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、微惑星になる可能性がある。この重力集積によって惑星が形成されたのである。[ 42 ]

後に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分の一となる場所で発生し、天体を異なる軌道に摂動させた。火星と木星の軌道の間にある領域には、このような軌道共鳴が数多く存在する。木星が形成後に内側に移動するにつれて、これらの共鳴は小惑星帯全体に広がり、その領域の天体を動的に励起し、互いの相対速度を上昇させたと考えられる。[ 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り、[ 45 ]惑星の形成を妨げた。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、その中の元素は質量によって分化しました。起源となる天体の中には、爆発的な火山活動を経てマグマの海を形成した天体もあった可能性があります。しかし、天体が比較的小さかったため、溶融期間ははるかに大きな惑星に比べて必然的に短く、一般的に約45億年前、つまり形成から数千万年の間に終了しました。[ 46 ] 2007年8月、ベスタ由来と考えられてい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が、太陽系誕生から1000万年以内にかなり急速に形成されたことが示唆されました。[ 47 ]

進化

大型メインベルト小惑星4ベスタ

小惑星は原始太陽系の純粋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）、衝突による表面溶融、放射線による宇宙風化、微小隕石による衝突など、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留微惑星と呼んでいますが、[ 52 ]他の科学者はそれらを別のものと見なしています。[ 53 ]

現在の小惑星帯は、原始小惑星帯の質量のごく一部しか含んでいないと考えられています。コンピューターシミュレーションによると、初期の小惑星帯は地球と同等の質量を持っていた可能性があります。[ 54 ]主に重力摂動の影響により、小惑星帯の形成後約100万年以内にほとんどの物質が放出され、元の質量の0.1%未満しか残っていません。[ 43 ]小惑星帯の形成以来、小惑星帯のサイズ分布は比較的安定しており、メインベルト小惑星の典型的な大きさに大きな増減は見られません。[ 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ます。木星の摂動により、この領域に迷い込んだ天体は不安定な軌道に送られます。この隙間の半径内で形成された天体のほとんどは、太陽系の初期の歴史において、火星（ 1.67 AUに遠日点を持つ）に巻き上げられたか、火星の重力摂動によって放出されました。[ 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りますが、高い傾斜角によって破壊から守られています。[ 57 ]

小惑星帯が最初に形成されたとき、太陽から2.7 AUの距離の温度は、水の氷点より低い「スノーライン」を形成しました。この半径を超えて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年には、スノーラインの先の小惑星帯内で彗星 の集団が発見され、地球の海の水源となった可能性があるとされています。いくつかのモデルによれば、地球形成期における水のガス放出は海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 ]

外縁小惑星帯には、過去数百年の間にそこに落下した可能性のある氷天体がいくつか存在します。その一つが準ヒルダ彗星362P/ (457175)2008GO98で、木星との接近によって外縁小惑星帯に運ばれたケンタウルス族の可能性があると考えられています。 [ 61 ]

特徴

メインベルトの小惑星のサイズ分布[ 62 ]
主小惑星ベルトにおける最大小惑星の質量の割合。質量の単位は× 1018キロ。
  1. 1 セレス938 (39.2%)
  2. 4 ベスタ259 (10.8%)
  3. 2 パラス204 (8.52%)
  4. 10 ヒュギエイア87 (3.63%)
  5. 704 インターアムニア35 (1.46%)
  6. 15 ユーノミア30 (1.25%)
  7. 残り: 841 (35.1%)

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。小惑星は非常に広大な領域に広がっているため、慎重に狙いを定めなければ小惑星に到達することはほぼ不可能です。しかしながら、現在までに数十万個の小惑星が知られており、その総数は、サイズの下限に応じて数百万個以上に及びます。直径100 kmを超える小惑星は200個以上知られており[ 63 ]、赤外線波長による調査では、小惑星帯には直径1 km以上の小惑星が70万個から170万個存在することが明らかになっています[ 64 ] 。

メインベルトの小惑星の数は、サイズが小さくなるにつれて着実に増加しています。サイズ分布は一般的にべき乗則に従いますが、約5 kmと100 km の半径では、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。約100 km より大きい小惑星のほとんどは直径120kmの小惑星は原始的であり、集積期から生き残ったものであるが、それより小さな小惑星のほとんどは原始的小惑星の破砕によって生じたものである。メインベルトの原始的小惑星数は、おそらく現在の200倍であったと考えられる。[ 65 ] [ 66 ]

平均すると、小惑星間の距離は約965,600 km（600,000マイル）であるが[ 67 ] [ 68 ]、これは小惑星族によって異なり、まだ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る。小惑星帯の全質量は2.39 × 10 21 kgで、これは月の質量の3%に相当します。[ 2 ] 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、ベルト全体の質量の62%を占めると推定されており、そのうち39%はケレスだけで占められています。[ 69 ] [ 5 ]

構成

太陽からの距離による小惑星のスペクトル型の分布[ 70 ]

現在の小惑星帯は、主に3つのカテゴリーの小惑星から構成されています。C型炭素質小惑星、S型珪酸塩小惑星、そしてX型小惑星の混成群です。混成群はスペクトルに特徴がありませんが、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、E型エンスタタイト小惑星に分類されます。これらの主要なクラスに当てはまらない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型、C型、P型、そして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。[ 71 ]

1969年にメキシコに落下した炭素質コンドライト、アジェンデ隕石の破片

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。小惑星帯の外側の領域に多く存在し[ 72 ]、内側の領域では稀です[ 71 ] 。これらは合わせて、可視小惑星の75%以上を占めています。他の小惑星よりも赤みがかった色調で、アルベドは低いです。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、そのスペクトルは水素、ヘリウム、揮発性物質を除いた初期太陽系の原始組成と一致しています[ 73 ] 。

S型（ケイ酸塩に富む）小惑星は、太陽から2.5 AU以内のベルトの内側領域でより多く見られます。[ 72 ] [ 74 ]表面のスペクトルからはケイ酸塩と少量の金属の存在が明らかになっていますが、炭素質化合物は顕著ではありません。これは、おそらく溶融と再形成によって、小惑星の物質が原始的な組成から大きく変化していることを示唆しています。S型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。[ 73 ]

M型（金属に富む）小惑星は、通常、メインベルトの中央に見られ、全体の残りの大部分を占めています。[ 73 ]そのスペクトルは鉄ニッケルのスペクトルに似ています。いくつかは、衝突によって破壊された分化した祖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生み出すことがあります。例えば、大型のM型小惑星22 Kalliopeは、主に金属で構成されていないようです。[ 75 ]小惑星帯内では、M型小惑星の数の分布は、約2.7 AUの軌道長半径でピークに達します。[ 76 ]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クラスとSクラスにうまく当てはまらないいくつかの種類の小惑星に付けられた名称なのかはまだ明らかではありません。[ 77 ]

一つの謎は、小惑星帯におけるV型（ヴェストイド）または玄武岩質小惑星の相対的な希少性である。 [ 78 ]小惑星形成理論では、ベスタ以上の大きさの天体は地殻とマントルを形成し、こ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％が不足していることが示されている。[ 79 ] 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（そのためV型と呼ばれる）に由来すると考えられていたが、小惑星1459マグニャの発見により、それまでに発見されてい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、異なる起源を示唆した。[ 79 ]この仮説は、2007年に外縁ベルトで発見された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ました。これらの小惑星は、ベスタ起源とは考えられない異なる玄武岩組成を有していました。これら2つは、現在までに外縁ベルトで発見された唯一のV型小惑星です。[ 78 ]

ハッブル宇宙望遠鏡は、複数の尾を持つ彗星状小惑星P/2013 P5を観測した。[ 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）までの範囲です。[ 81 ]しかし、自転の影響で、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。

メインベルト彗星

外縁ベルトには、彗星活動を示す天体がいくつかあります。これらの天体の軌道は古典彗星の捕獲では説明できないため、外縁小惑星の多くは氷で覆われており、時折、小規模な衝突によって昇華していると考えられています。主ベルト彗星は地球の海の主要な供給源であった可能性があります。これは、古典彗星が主要な供給源であったには、重水素比が低すぎるためです。[ 82 ]

軌道

小惑星帯（離心率を表示）。小惑星帯は赤と青で表示（「コア」領域は赤）

小惑星帯内の小惑星のほとんどは、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°未満のときに最大になります。[ 83 ]このように、典型的な小惑星は比較的円形の軌道を持ち、黄道面付近に位置しますが、一部の小惑星の軌道は離心率が大きく、黄道面から大きく外れた位置にあることもあります。

「メインベルト」という用語は、天体が最も集中している、よりコンパクトな「コア」領域のみを指す場合もあります。これは、2.06 AUと3.27 AUにある4:1と2:1の強い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°未満です。2006年時点で、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。[ 84 ] JPL小天体データベースには、100万個以上の既知のメインベルト小惑星が掲載されています。[ 85 ]

カークウッドギャップ

メインベルト内の小惑星の数と長半径の関係(a)。破線はカークウッドの空隙を示し、色は以下の領域を表す。  I: 内側メインベルト ( a < 2.5 AU )  II: 中部メインベルト ( 2.5 AU < a < 2.82 AU )  III: 外側メインベルト ( a > 2.82 AU )

小惑星の長半径は、太陽を周回する軌道の大きさを表すのに用いられ、その値によって小惑星の公転周期が決定される。1866年、ダニエル・カークウッドは、これらの天体の太陽からの軌道距離に隙間があることを発表した。これらの天体は、太陽の周りの公転周期が木星の公転周期の整数分の一となる位置にあった。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外れたのではないかと提唱した。[ 86 ]

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、木星との平均運動共鳴が生じ、小惑星を新たな軌道要素へと摂動させるのに十分な大きさとなる。原始小惑星は木星の軌道移動によってこれらの隙間に入り込んだ。[ 87 ]その後、小惑星は主にヤルコフスキー効果によってこれらの隙間軌道に移動するが、[ 71 ]摂動や衝突によっても入り込むことがある。入り込んだ小惑星は徐々に、軌道長半径が大きくまたは小さくなる、異なるランダムな軌道へと押しやられる。

衝突

黄道光は、その一部が惑星間塵によって反射され、その塵は一部が小惑星の衝突によって発生します。

小惑星帯の高密度な密度は、小惑星同士の衝突が頻繁に発生する活発な環境を作り出しています（深い時間スケールで）。平均半径10 kmの小惑星帯の天体同士の衝突は、約1000万年に1回発生すると予想されています。 [ 88 ]衝突によって小惑星が多数の小さな破片に分裂し、新しい小惑星族が形成されることがあります。[ 89 ]逆に、相対速度が低い衝突では、2つの小惑星が合体することもあります。このようなプロセスが40億年以上も続いた結果、小惑星帯の天体は、元の小惑星群とはほとんど似ても似つかないものになっています。

証拠によれば、直径200メートルから10キロメートルのメインベルト小惑星のほとんどは、衝突によって形成された瓦礫の山である。これらの天体は多数の不規則な天体で構成され、そのほとんどは自己重力によって結合しているため、内部にかなりの多孔性がある。 [ 90 ]小惑星帯には、小惑星の天体とともに、粒子半径が最大数百マイクロメートル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、小惑星同士の衝突や、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ってこの塵は太陽に向かってゆっくりと螺旋状に移動する。[ 91 ]

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によって、黄道光が生成される。このかすかなオーロラの輝きは、夜間に太陽の方向から黄道面に沿って伸びて見える。可視の黄道光を生成する小惑星粒子の半径は、平均約 40 μm である。メインベルトの黄道雲粒子の典型的な寿命は約 70 万年である。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着実に生成されなければならない。[ 91 ]かつては、小惑星の衝突が黄道光の主要成分を形成していると考えられていた。しかし、ネスヴォルニーと同僚によるコンピューターシミュレーションでは、黄道光の塵の 85 パーセントは、彗星や小惑星帯での小惑星の衝突ではなく、木星族の彗星の断片化によるものとされた。塵の最大 10 パーセントが小惑星帯に起因している。[ 92 ]

隕石

衝突によって生じた破片の一部は流星体を形成し、地球の大気圏に突入する。[ 93 ]現在までに地球上で発見された5万個の隕石のうち、99.8%は小惑星帯で発生したと考えられている。[ 94 ]

家族やグループ

番号が付けられたメインベルト小惑星の軌道傾斜角 ( i p ) と離心率 ( e p )のこのグラフは、小惑星ファミリーを表す塊をはっきりと示しています。
木星系までの太陽系内小惑星の概要
太陽系内部の天体の線形概観

1918年、日本の天文学者平山清次氏は、いくつかの小惑星の軌道が類似したパラメータを持ち、家族やグループを形成していることに気づきました。[ 95 ]

小惑星帯の小惑星の約3分の1は、小惑星族のメンバーです。これらは、軌道長半径、離心率、軌道傾斜角などの同様の軌道要素と、同様の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おける共通の起源を示しています。小惑星帯のメンバーについて、これらの要素ペアをグラフィカルに表示すると、小惑星族の存在を示す濃度が表示されます。小惑星族である可能性のある関連は約20から30あります。それほど確実ではない追加のグループも見つかっています。メンバーが同様のスペクトル特性を示す場合、小惑星族であると確認できます。[ 96 ]小惑星のより小さな関連は、グループまたはクラスターと呼ばれます。

小惑星帯で最も有名なファミリーには、（長半径が小さい順に）フローラファミリー、エウノミアファミリー、コロニスファミリー、エオスファミリー、テミスファミリーがある。[ 76 ]フローラファミリーは800個以上の既知のメンバーを持つ最大のファミリーの1つであり、10億年未満前の衝突によって形成された可能性がある。[ 97 ]ファミリーの真のメンバーである最大の小惑星は4ベスタである。（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ある。）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る。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る。[ 98 ]

小惑星帯内には、3つの顕著な塵の帯が発見されています。これらはエオス、コロニス、テミス小惑星族と同様の軌道傾斜角を持ち、これらの小惑星群と関連している可能性があります。[ 99 ]

後期重爆撃期以降のメインベルトの進化は、大型ケンタウルス族や太陽系外縁天体（TNO）の通過によって影響を受けた可能性が高い。太陽系内部に到達したケンタウルス族やTNOは、メインベルト小惑星の軌道を変化させる可能性があるが、その質量が単回遭遇の場合は1 × 10 −9  M ☉（2.0 × 10 21  kg）程度、複数回接近遭遇の場合は1桁程度小さい場合に限られる。しかし、ケンタウルス族やTNOは、一部の古い小惑星族を摂動させることはあっても、メインベルトに若い小惑星族を大きく分散させる可能性は低い。ケンタウルス族や太陽系外縁天体を起源とする現在のメインベルト小惑星は、寿命が400万年未満で外縁天体に存在する可能性があり、メインベルト小惑星の典型的な軌道よりも大きな離心率で2.8～3.2 AUの範囲を周回している可能性が高い。[ 100 ]

周辺

ベルトの内縁（1.78～2.0 AU、平均長半径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。これらの小惑星は、主要メンバーである434 ハンガリアにちなんで命名されており、このグループには少なくとも52個の命名済み小惑星が含まれている。ハンガリアグループは本体から4:1のカークウッド・ギャップによって隔てられており、軌道傾斜角が大きい。一部のメンバーは火星横断小惑星群に属しており、火星による重力摂動がこのグループの総数を減少させる要因となっている可能性が高い。[ 57 ]

小惑星帯の内側にあるもう一つの高傾斜角小惑星群はフォカイア族である。これらは主にS型小惑星で構成され、隣接するハンガリア族にはE型小惑星も含まれる。[ 101 ]フォカイア族は太陽から2.25 AUから2.5 AUの間を公転している。[ 102 ]

小惑星帯の外縁には、3.3 AUから3.5 AUの間を周回するキュベレー族が位置している。ヒルダ族は3.5 AUから4.2 AUの間を周回しており、比較的円軌道を描いており、木星と3:2の安定した軌道共鳴関係にある。4.2 AUを超える木星軌道までは小惑星はほとんど存在しない。木星軌道には2つのトロヤ群小惑星が存在し、少なくとも1 kmを超える天体については、小惑星帯の小惑星の数とほぼ同数である。[ 103 ]

新しい家族

天文学的な観点から見ると、いくつかの小惑星族は最近形成されたものである。カリン族は約570万年前に、半径33kmの祖小惑星との衝突によって形成されたと考えられる。[ 104 ]ヴェリタス族は約830万年前に形成された。その証拠として、海洋堆積物から回収された惑星間塵が挙げられる。[ 105 ]

より近年では、チョウセンアサガオ星団が約53万年前にメインベルト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。年齢の推定は、物理的証拠ではなく、各星団が現在の軌道を回っている確率に基づいています。しかしながら、この星団は黄道塵の供給源であった可能性があります。[ 106 ] [ 107 ]ヤニニ星団（約 100万～500万年前）など、他の最近の星団形成も 、この小惑星塵のさらなる供給源となっている可能性があります。[ 108 ]

探検

ドーン宇宙船とベスタ、ケレスの想像図

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日にその領域に入った。当時、ベルト内のデブリが宇宙船に危険を及ぼすのではないかと懸念されていたが、それ以来、複数の宇宙船が何事もなく安全に横断している。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ベルトを通過した。カッシーニは2000年にベルトを横断しながらプラズマと微細な塵粒子を測定した。 [ 109 ]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横断した。[ 110 ]ベルト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る。[ 111 ]

これまでに撮影されたメインベルト小惑星のほとんどは、他のターゲットに向かう探査機による短時間のフライバイによって得られたものです。メインベルト小惑星を軌道上で長期間観測したのは、ドーン計画のみです。ガリレオ探査機は1991年に951ガスプラ、1993年に243イダを撮影し、その後、NEARは1997年に253マチルデを撮影し、 2001年2月に地球近傍小惑星433エロスに着陸しました。カッシーニは2000年に2685マズールスキーを、スターダストは2002年に5535アンネフランクを、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シュタインスを、 2010年7月に21ルテティアを撮影しました。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月からケレスを周回しています。[ 112 ]

ルーシー宇宙探査機は、木星トロヤ群に向かう途中で、2023年に152830ディンキネシュをフライバイしました。 [ 113 ] ESAのJUICEミッションは、小惑星帯を2回通過し、2029年に小惑星223ローザをフライバイすることが提案されています。[ 114 ]プシケ宇宙船は、NASAの大型M型小惑星16プシケへのミッションです。[ 115 ]

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