家脊椎

小惑星の説明。小惑星 – 雑誌「宇宙のすべて」。太陽系最大の小惑星

小惑星とは何ですか? 遅かれ早かれ、宇宙探査に興味のある人は皆、この疑問を抱き始めます。このトピックに関する詳細な情報を見つけたいと思って、成人向けに設計されたさまざまな科学サイトに行き当たることがよくあります。このようなポータルでは、原則として、ほとんどすべての記事に、一般の人には理解するのが非常に難しい膨大な数の科学用語や概念が満載されています。しかし、例えば、宇宙のテーマについてレポートを作成し、小惑星とは何かを自分の言葉で説明する必要がある学童や学生は何をすべきでしょうか? この問題について懸念がある場合は、当社の出版物を読むことをお勧めします。この記事では、このトピックに関する必要な情報をすべて見つけ、小惑星とは何かという質問に対する答えを、シンプルでわかりやすい言葉で説明します。興味がある？それでは、楽しい読書をお楽しみください。

「小惑星」の語源

記事の本題に入る前に、まずは歴史を振り返ってみましょう。多くの人が「小惑星」という言葉の翻訳に興味を持っており、この問題を無視することはできませんでした。この概念はギリシャ語のアスターとイドスに由来しています。 1つ目は「スター」、2つ目は「ビュー」と翻訳されます。

小惑星とは

小惑星は、銀河の本体である太陽の周りを周回する小さな宇宙体です。惑星とは異なり、規則的な形、大きなサイズ、または大気を持っていません。このような天体の合計質量は、地球の質量の 0.001 を超えません。それにもかかわらず、一部の小惑星には独自の衛星があります。

このような宇宙物体を「小惑星」という言葉で最初に呼んだのはウィリアム・ハーシェルでした。専門家の間では、直径が30メートルに達する天体のみを小惑星とみなすことができる特別な分類があります。

太陽系最大の小惑星

このタイプの最大の宇宙体は、ケレスと呼ばれる小惑星であると考えられています。その寸法は非常に大きい (975 × 909 キロメートル) ため、2006 年に準惑星の地位が正式に割り当てられました。 2位はパラスとベスタで、直径は約500キロメートルです。ベスタは小惑星帯 (後述) に位置しており、私たちの故郷の惑星から肉眼で見ることができます。

研究の歴史

小惑星とは何ですか? これについてはすでに理解していると思います。そして今、この記事で議論されている天体の研究の起源に誰がいたのかを知るために、私たちの歴史の荒野に飛び込むことをもう一度お勧めします。

すべては 18 世紀末、フランツ・クサヴァーが 20 人以上の天文学者の参加を得て、木星の軌道と火星の軌道の間に位置するはずの惑星を探し始めたときに始まりました。クサヴァーは、当時知られていた黄道星座のすべての天体を研究するという目標を持っていました。しばらくして、座標が改良され始め、研究者は移動する物体に注意を払い始めました。

小惑星ケレスは、1801 年 1 月 1 日にイタリアの天文学者ピアッツィによって偶然発見されたと考えられています。実際、この天体の軌道は、ザビエルの天文学者によってずっと以前に計算されていました。数年後、研究者たちはジュノー、パラダ、ベスタも発見しました。

カール・ルートヴィヒ・ヘンケは、小惑星の研究に特別な貢献をしました。 1845 年にアストライアを発見し、1847 年にヘベを発見しました。ヘンケの功績は天文学の発展に弾みを与え、彼の研究の後、ほぼ毎年新しい小惑星が発見されるようになりました。

1891 年にマックスウルフは天体写真の方法を発明し、そのおかげで彼はそのような宇宙物体を約 250 個認識することができました。

現在までに数千個の小惑星が発見されています。これらの天体には、軌道が正確かつ正確に計算されることが条件として、任意の名前を付けることが許可されています。

小惑星帯

このタイプのほとんどすべての宇宙物体は、小惑星帯と呼ばれる 1 つの大きなリング内に位置しています。科学者の研究によると、そこには約200個の小さな惑星が含まれており、その平均の大きさは100キロメートルを超えています。大きさが1キロメートルを超えない天体について話すなら、その数はさらに多く、100万から200万まであります。

頻繁な衝突により、このベルトに位置する多くの小惑星は、他の同様の宇宙体の破片です。これは、ベルト内に独自の衛星を持つ天体が少なすぎるという事実を説明しています。しかし、大きな小惑星に独自の衛星がない理由は衝突だけではありません。これらのプロセスにおける特別な役割は、直接衝突後の新しい天体の形成によって引き起こされる重力の変化と、天体小惑星の回転軸の不均一な分布によって演じられます。直接回転する天体は、前述のセレス、パラス、ベスタだけです。この位置を維持できたのは、大きな角運動量をもたらす素晴らしい寸法のおかげです。

小惑星と隕石。違いはなんですか

「小惑星」という言葉の意味を語る上で、この問題を無視することはできません。流星体は、惑星間空間を移動する固体天体です。流星体と小惑星を区別する主なパラメータはそのサイズです。前述したように、小惑星とみなせるのは直径が 30 メートルに達する (またはそれを超える) 宇宙体だけです。それとは対照的に、流星体はサイズがはるかに控えめです。

もう 1 つの重要な要素は、小惑星と隕石は実際にはまったく異なる宇宙物体であるということです。実際のところ、宇宙空間での移動の法則は大きく異なります。

小惑星アポフィス

小惑星アポフィスとは何ですか? この記事を読んでいる人の中には、この問題に興味を持っている人もいると思います。アポフィスは地球に常に接近している天体です。この天体は、2004 年にアリゾナ州のキットピーク天文台の科学者によって発見されました。発見者はロイ・タッカー、デイビッド・トレノミ、ファブリツィオ・ベルナルディです。

アポフィスは直径270メートル、平均公転速度は毎秒30.728キロメートル、重量は1トンを超える。

この小惑星はもともと2004 MN4と呼ばれていましたが、2005年に古代エジプト神話の邪悪な悪魔アペプにちなんで改名されました。古代エジプトの住民の信念によれば、アペップは地下に住む巨大な獣です。エジプト人の心の中では、彼はまさに悪の化身であり、ラー神の主な敵対者でした。ラーは毎晩ナイル川沿いを旅しながらアペップと死闘を繰り広げた。太陽神は常に勝利したので、新しい日が来ました。

アポフィスの地球への脅威

この天体の発見後、一般の人々はすぐにただ一つの疑問を持ち始めました。アポフィスは地球の住民にとって危険なのでしょうか？専門家の予測は、私たちが話している世界との接近の期間によって異なります。たとえば、2013年、この天体は地球から1,446万キロメートルの距離を飛行しましたが、科学者によると、すでに2029年には地球に2万9,400キロメートルまで接近する予定です。比較のために、これは静止衛星が位置する高度よりも低いです。

これほど近い距離にもかかわらず、多くの研究者は、何も恐れることはないと私たちに確信させています。当初、アポフィスが2029年に地球に落下する確率はほぼ3%と推定されていたが、現在ではそのような確率はまったく考慮されていない。将来的には、この小惑星は肉眼で見えるようになるでしょう。視覚的には、急速に移動する発光点に似ています。

科学者らはまた、2029年にこの天体が、私たちの惑星の重力場がアポフィスの軌道を変える可能性のある宇宙領域に落下する可能性がわずかにあると述べた。 2013 年 2 月、NASA の研究者らは、2068 年に小惑星が地球に落下する可能性があると発表しました。研究結果によると、2029 年以降、この天体は 20 の重力領域に分類される可能性があります。しかし、ここでも科学者たちは一般市民に、2068年に衝突が起こる可能性は極めて低いと安心させている。

このような前向きな予測にもかかわらず、研究者たちは、リラックスすることに意味はないと述べています。アポフィスの研究は今後も全人類に対するリスクを決定することになるでしょう。

小惑星アポフィスが何であるかがわかったと思います。次に、地球と宇宙物体との間の衝突の可能性についてのトピックを、よりグローバルに見てみましょう。

小惑星の衝突によって地球が破壊される確率はどれくらいですか?

一般の人々の間では、絶対にすべての小惑星が地球に大きな危険をもたらすという意見があります。実際、科学者らの研究によると、現時点では地球を破壊する可能性のある小惑星は存在しないことがわかっています。

私たちの地球に深刻な危険をもたらすのは、直径が 10 キロメートルを超える小惑星だけです。幸いなことに、今日それらはすべて現代天文学で知られており、その軌道は決定されており、地球を脅かすものは何もありません。

これで、「小惑星」という言葉の意味、これらの宇宙物体の研究の歴史、そしてそれらが惑星にもたらす危険について理解できました。この記事で提供された情報が皆様にとって興味深いものであったことを願っております。

小惑星は、太陽系の惑星に似た比較的小さな岩石の宇宙体です。太陽の周りには多くの小惑星が周回していますが、その最大の集団は火星と木星の軌道の間にあり、小惑星帯と呼ばれています。知られている中で最大の小惑星であるケレスもここにあります。その寸法は970x940 km、つまりほぼ円形です。しかし、その大きさが塵の粒子に匹敵するものもあります。小惑星は彗星のようなもので、数十億年前に私たちの太陽系が形成された物質の残骸です。

科学者たちは、私たちの銀河系には直径が1.5キロメートルを超える小惑星が50万個以上見つかる可能性があると示唆しています。最近の研究では、隕石と小惑星が類似した組成を持っていることが示されているため、小惑星が隕石の形成元となっている可能性があります。

小惑星探査

小惑星の研究は、ウィリアム・ハーシェルが天王星を世界に発見した後の 1781 年に遡ります。 18 世紀の終わりに、F. クサヴァーは惑星を探索する有名な天文学者のグループを集めました。計算によれば、ザベラは火星と木星の軌道の間に位置するはずだった。当初は検索結果は何もありませんでしたが、1801 年に最初の小惑星、ケレスが発見されました。しかし、その発見者はイタリアの天文学者ピアッツィで、彼はクサヴァーのグループの一員でもありませんでした。その後数年間で、パラス、ベスタ、ジュノーというさらに 3 つの小惑星が発見され、その後捜索は中止されました。わずか 30 年後、星空の研究に興味を示したカールルイスヘンケが探索を再開しました。この時期以来、天文学者は毎年少なくとも 1 つの小惑星を発見しています。

小惑星の特徴

小惑星は反射する太陽光のスペクトルに従って分類されます。その 75% は非常に暗い炭素質のクラス C 小惑星、15% は灰色がかった珪質のクラス S 小惑星、残りの 10% には金属クラス M と他のいくつかの希少種が含まれます。

小惑星の不規則な形状は、位相角が増加するにつれてその明るさが非常に急速に減少するという事実によっても確認されます。地球からの距離が遠く、サイズが小さいため、小惑星に関するより正確なデータを取得することは非常に困難であり、小惑星の重力が非常に小さいため、小惑星の特徴である球形を表現することができません。すべての惑星。この重力により、壊れた小惑星は、接触することなく互いに近くに保持された別個のブロックとして存在することが可能になります。したがって、中型の天体との衝突を回避した大型の小惑星のみが、惑星の形成時に獲得された球形を維持できることになります。

科学者たちは、この帯には数十万個の小惑星があり、宇宙空間には合計で数百万個の小惑星が存在する可能性があると考えています。

小惑星の大きさは直径6メートルから1000キロメートルまでの範囲です。（1000kmと比べると6mはかなり大きいように感じますが、たとえ小さな小惑星であっても、1000km程度で落下すると大きな影響を及ぼします。）

軌道の小さな変化により、小惑星同士が衝突し、小さな破片が砕けることがあります。

これらの小さな破片が軌道を離れて地球に燃え尽きることがあり、その後それらはと呼ばれます。

小惑星：「星のようなもの」

小惑星とは何の共通点もありませんが、これらの天体の名前はまさにギリシャ語から翻訳されたものです。

したがって、小惑星帯は惑星の残骸ではなく、木星や他の巨大惑星の影響によって形成されることができなかった惑星です。

軌道からの脅威

太陽系の周りには、膨大な数の小惑星や大型隕石が移動しています。

それらのほとんどは火星と木星の軌道の間に集中していますが、時折、これらの宇宙物体の一部は衝突や重力の擾乱によって通常の軌道を変え、最終的に地球の近くに到達します。

彗星の場合はそれほど頻繁には起こりませんが、小惑星は大きな危険をもたらすため、天文学者はその動きを注意深く監視しています。

過去に、地球はさまざまな大きさの小惑星との衝突を複数回経験しなければなりませんでした。研究者らは、そのような出来事の結果が形成と死であると信じています。

直径20～30mの小さな小惑星は、秒速20kmで移動し、地球に落下する際に、TNT換算でメガトンの容量を持つ核電荷と同じくらいのエネルギーを放出します。

この大きさの小惑星は甚大な被害をもたらす可能性がありますが、地球規模の大惨事の脅威にはなりません。したがって、「天体パトロール」の注目は、大きさが0.5キロメートルを超える小さな天体に集中しています。

そのうちの 1 つは、2004 年に発見された小惑星アポフィスで、その軌道は 2029 年に地球に 2 万 9 千 km の距離で接近します。

同時に、小惑星が私たちの惑星に衝突する可能性は約100分の1であるため、現在、軌道上のアポフィスのすべての動きが注意深く監視されており、衝突の可能性が非常に高くなった場合に破壊する計画が策定されています。。

アポフィスのような天体が地球に落下すると、半径 300 km 以内の村々、海上の巨大な村々、予測不可能な環境変化が完全に破壊される可能性があります。

カイパーベルトの小惑星

1992 年以来、天文学者はカイパーベルトでますます多くの小惑星を発見し始め、現在では 1,000 個以上の小惑星が知られています。それらは、火星と木星の間のベルトを形成するものとは組成が異なります。

主要な小惑星帯では、ケイ酸塩（石質）、金属質、炭素質の 3 つのグループの天体が区別されます。カイパーベルト小惑星は、ほぼ完全に破片で構成されています。

現代の望遠鏡では小惑星の外観についての考えは得られず、小惑星との密接な関係は、小惑星に接近し始めたときにのみ始まりました。小惑星のほとんどは、隕石で覆われた不規則な形状の天体であることが判明した。

研究者らは、小惑星の中で「ファミリー」、つまり大きな小惑星が他の天体と衝突したときに形成される、似たような軌道を持つ小さな小惑星のグループを特定している。そのうちの 3 匹は、アムール、アポロ、アテンの家族です。

- さまざまな軌道で太陽を取り囲む、不規則な形をした小さな宇宙体。これらの天体は直径 30 メートルを超えており、独自の大気を持っていません。

それらの大部分は、木星と木星の軌道の間に伸びるベルトに位置しています。ベルトはトーラスの形状をしており、その密度は 3.2 天文単位の距離を超えると減少します。

2006 年 8 月 24 日まで、ケレスは最大の小惑星 (975x909 km) と考えられていましたが、彼らはその地位を変更し、準惑星の称号を与えることを決定しました。そして、メインベルトのすべてのオブジェクトの総質量は小さく、3.0〜3.6.1021 kgであり、質量の25分の1です。

準惑星ケレスの写真

高感度光度計を使用すると、宇宙体の明るさの変化を研究することができます。結果は光度曲線であり、その形状から小惑星の自転周期と自転軸の位置を決定できます。頻度は数時間から数百時間の範囲です。光度曲線は、小惑星の形状を決定するのにも役立ちます。 最も大きなオブジェクトのみがボールの形状に近づき、残りは不規則な形状になります。

明るさの変化の性質に基づいて、一部の小惑星には衛星があり、他の小惑星は連星系または互いの表面を転がる天体であると推測できます。

小惑星の軌道は惑星の強い影響を受けて変化しますが、特に木星はその軌道に強い影響を与えます。それは、小さな惑星が存在しないゾーン全体が存在し、それらがなんとかそこに到達できたとしても、それは非常に短い時間だけであるという事実につながりました。このようなゾーンはハッチまたはカークウッドギャップと呼ばれ、家族を形成する宇宙体で満たされた領域と交互になっています。 小惑星の主要部分はいくつかのファミリーに分かれており、それらはおそらく以下から形成されたものと考えられます。大きな体を粉砕します。これらのクラスターには、最大のメンバーにちなんで名前が付けられます。

3.2天文単位以降の距離。トロイの木馬とギリシャの小惑星の 2 つの群れが木星の軌道を周回しています。一方の群れ（ギリシャ人）がガス巨人を追い抜く一方で、もう一方の群れ（トロイの木馬）は遅れをとっています。これらの集団は、それらに作用する重力が等しい「ラグランジュ点」に位置しているため、非常に安定して移動します。それらの発散角は同じ - 60°です。トロイの木馬は、さまざまな小惑星の衝突が進化した後、長期間にわたって蓄積することができました。しかし、親天体の最近の崩壊によって形成された、非常に近い軌道を持つ他のファミリーも存在します。そのような対象は、約 60 人のメンバーがいるフローラ家です。

地球との相互作用

メインベルトの内縁からそれほど遠くないところに、その軌道が地球や地球型惑星の軌道と交差する可能性のある天体のグループがあります。主な天体には、アポロ、アムール、アテンのグループが含まれます。それらの軌道は木星や他の惑星の影響によって不安定です。このような小惑星はグループからグループへと移動する可能性があるため、グループへの分割は非常に恣意的です。このような物体は地球の軌道を横切り、潜在的な脅威を生み出します。 地球の軌道は、大きさが 1 km を超える約 2000 個の天体によって定期的に横切られます。

それらは、より大きな小惑星の破片、またはすべての氷が蒸発した彗星の核のいずれかです。 1,000万年から1億年後には、これらの天体は間違いなく、それらを引き寄せる惑星、あるいは太陽に落下するでしょう。

地球の過去の小惑星

この種の最も有名な出来事は、6,500万年前の小惑星の落下であり、その時、地球上のすべての生物の半分が死滅しました。墜落した遺体の大きさは約１０キロ、震源地はメキシコ湾とみられる。タイミル（ポピガイ川の湾曲部）でも、100キロメートルにわたるクレーターの痕跡が発見された。惑星の表面には約 230 個の天文台、つまり大きな衝突リングの形成があります。

コンパウンド

小惑星は、その化学組成と形態に従って分類できます。広大な太陽系の中で、同じく光を発しない小惑星のような小さな天体の大きさを測定することは、非常に困難です。これは、天体の明るさを測定する測光法の実装に役立ちます。小惑星の性質は反射光の性質や性質によって判断されます。したがって、この方法を使用して、すべての小惑星は 3 つのグループに分類されました。

炭素– タイプ C。それらが最も多く – 75%。光の反射が悪く、ベルトの外側にあります。
砂の– タイプ S。これらのボディは光をより強く反射し、内側ゾーンに位置します。
金属– タイプ M。それらの反射率はグループ S の天体と同様であり、ベルトの中央ゾーンに位置します。

小惑星の組成は似ている後者は実際にはそれらの断片であるためです。それらの鉱物組成は多様ではありません。地球上には 1,000 以上の鉱物が存在しますが、確認されている鉱物はわずか 150 種類です。

その他の小惑星帯

同様の宇宙物体は軌道の外にも存在します。太陽系の周縁部にはかなりたくさん存在します。海王星の軌道の向こうにはカイパーベルトがあり、そこには大きさが100から800kmの範囲の数百の天体が含まれています。

カイパーベルトと主要小惑星帯の間には、「ケンタウルス級」に属する同様の天体の別のコレクションがあります。その主な代表は小惑星カイロンで、時々彗星のふりをして昏睡状態になり、尾を広げます。この両面タイプは、ストランドのサイズが 200 km に達し、彗星と小惑星に多くの共通点があることを証明しています。

起源仮説

別の惑星または原始物質の破片である小惑星とは何ですか? これは今でも人々が長い間解決しようとしている謎です。以下に 2 つの主な仮説を示します。

惑星の爆発。最もロマンチックなバージョンは、爆発する神話の惑星フェートンです。そこには、高い生活水準に達した知的生命体が住んでいたと考えられています。しかし核戦争が勃発し、最終的に地球は破壊されました。しかし、隕石の構造と組成の研究により、たった 1 つの惑星の物質だけではそのような多様性には十分ではないことが明らかになりました。そして、隕石の年齢（100万年から数億年）は、小惑星の断片化が長期化したことを示している。そして、惑星フェートンはまさに美しいおとぎ話です。

原始惑星体の衝突。この仮説が有力です。それは小惑星の起源をかなり確実に説明します。惑星はガスと塵の雲から形成されました。しかし、木星と火星の間の領域では、このプロセスは原始惑星体の形成で最高潮に達し、その衝突から小惑星が誕生しました。 小さな惑星のうち最大のものはまさに形成に失敗した惑星の胚であるというバージョンがあります。このような天体には、セレス、ベスタ、パラスが含まれます。

最大の小惑星

セレス。小惑星帯の中で最大の天体で、直径は950kmです。その質量は、ベルト内のすべての天体の総質量のほぼ 3 分の 1 です。ケレスは、氷のマントルに囲まれた岩石の核で構成されています。氷の下には液体の水が存在すると考えられています。準惑星は秒速 18 km の速度で 4.6 年ごとに太陽の周りを周回します。自転周期は 9.15 時間、平均密度は 2 g/cm 3 です。

パラス。小惑星帯で 2 番目に大きい天体ですが、ケレスが準惑星の地位に移ったことで、最大の小惑星になりました。そのパラメータは582x556x500 kmです。この星のフライバイは秒速17kmの速度で4年かかります。パラスの 1 日の長さは 8 時間で、表面温度は 164° K です。

ベスタ。この小惑星は最も明るく、光学機器を使用せずに見ることができる唯一の小惑星になりました。天体の寸法は 578x560x458 km で、非対称の形状だけではベスタを準惑星として分類することはできません。内部には鉄とニッケルの核があり、その周りには石のマントルがあります。

ベスタには大きなクレーターが多数あり、最大のクレーターは直径 460 km で南極近くにあります。この地層の深さは 13 km に達し、その端は周囲の平野から 4 ～ 12 km 隆起しています。

エフゲニア。これは直径215kmのかなり大きな小惑星です。衛星が2つあるのが面白いですね。それは星の王子さま (13 km) と S/2004 (6 km) でした。エフゲニアからはそれぞれ1200キロと700キロ離れている。

勉強する

小惑星の詳細な研究はパイオニア宇宙船から始まりました。しかし、ガリレオ装置は1991年にガスプラ天体とアイダ天体の写真を初めて撮影した。 NEARシューメーカーとハヤブサの装置による詳細な検査も行われた。標的はエロス、マチルダ、イトカワ。後者からは土壌粒子も送られてきました。 2007 年にドーンステーションはベスタとセレスに向けて出発し、2011 年 7 月 16 日にベスタに到着しました。今年、駅はセレスに到着し、その後パラスに到達する予定です。

小惑星で生命が発見される可能性は低いですが、そこには確かに興味深いものがたくさんあります。これらのオブジェクトには多くのことを期待できますが、望んでいるのは 1 つだけではありません。それは、予期せぬ来訪です。

小惑星アイダの形と表面。
北が上です。
アニメーション制作はTyphoon Onerが担当した。
(著作権 © 1997 by A. Tayfun Oner)。

1. 一般的な考え方

小惑星は、惑星と同様に、太陽の周りを楕円軌道で運動する固体の岩石体です。しかし、これらの天体の大きさは通常の惑星よりもはるかに小さいため、小惑星とも呼ばれます。小惑星の直径は数十メートル（従来）から1000キロメートル（最大の小惑星ケレスの大きさ）まであります。「小惑星」（または「星のような」）という用語は、望遠鏡で観察したときのこれらの天体の外観を説明するために、18 世紀の有名な天文学者ウィリアムハーシェルによって造られました。地上に設置された最大の望遠鏡であっても、最大の小惑星の目に見える円盤を区別することは不可能です。それらは点光源として観察されますが、他の惑星と同様に、それら自体は可視範囲に何も放射せず、入射太陽光を反射するだけです。いくつかの小惑星の直径は、それらが十分に明るい星と同じ視線内にあった幸運な瞬間に、「星食」法を使用して測定されました。ほとんどの場合、そのサイズは特別な天体物理学的測定と計算を使用して推定されます。現在知られている小惑星の大部分は、太陽から 2.2 ～ 3.2 天文単位 (以下、AU) の距離にある火星と木星の軌道の間を移動しています。これまでに合計で約 2 万個の小惑星が発見されており、そのうち約 1 万個が登録、つまり番号や固有名が付けられ、軌道が非常に正確に計算されています。小惑星の固有名は通常、確立された国際規則に従って発見者によって割り当てられます。当初、小惑星についてほとんど知られていなかったとき、それらの名前は他の惑星と同様に古代ギリシャ神話から取られました。これらの天体が占める環状の空間領域は、主小惑星帯と呼ばれます。平均線軌道速度は約 20 km/s で、メインベルト小惑星は太陽からの距離に応じて地球年 3 年から 9 年かけて太陽の周りを 1 回転します。黄道面に対する軌道面の傾きは 70°に達することもありますが、通常は 5 ～ 10°の範囲です。これに基づいて、すべての既知のメインベルト小惑星は、平らなサブシステム (軌道傾斜角が 8° まで) と球形のサブシステムにほぼ均等に分割されます。

小惑星を望遠鏡で観測すると、そのほとんどが短時間（数時間から数日）で明るさが変化することが分かりました。天文学者は長い間、小惑星の明るさの変化は小惑星の自転に関連しており、主に小惑星の不規則な形状によって決定されると考えてきました。宇宙船を使用して取得された小惑星の最初の写真はこれを確認し、これらの天体の表面にはさまざまなサイズのクレーターが点在していることも示しました。図 1 ～ 3 は、さまざまな探査機を使用して取得された小惑星の最初の宇宙画像を示しています。小惑星のそのような形状や表面が、他の固体天体との何度も衝突する過程で形成されたことは明らかです。一般に、地球から観測される小惑星の形状が不明な場合（点物として見えるため）、三軸楕円体を使用して近似しようとします。

表 1 は、最大の小惑星または単純に興味深い小惑星に関する基本情報を示しています。

表 1. いくつかの小惑星に関する情報。

N	小惑星名前ロシア語/ラテン語	直径 (km)	重さ (10～15kg)	期間回転（時間）	軌道。期間 (年)	範囲。クラス	大きい p/軸オーブ。 (au)	偏心軌道
1	セレス/ セレス	960×932	87000	9,1	4,6	と	2,766	0,078
2	パラス/ パラス	570×525×482	318000	7,8	4,6	U	2,776	0,231
3	ジュノ/ ジュノ	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	ベスタ/ ベスタ	530	300000	5,3	3,6	U	2,361	0,090
8	フローラ/ フローラ	141		13,6	3,3	S		0,141
243	アイダ/アイダ	58×23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	マチルダ/ マチルド	66×48×46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	エロス・エロス	33×13×13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	ガスプラ/ ガスプラ	19×12×11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	イカロス/ イカロス	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	地理学者/ ジオグラフォス	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	アポロ/ アポロ	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	キロン/ カイロン	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	トウタティス/ トウタティス	4.6×2.4×1.9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	キャスタリア/ カスタリア	1.8×0.8	0,0005		0,4		1,063	0,483

テーブルの説明。

1 ケレスは最初に発見された最大の小惑星です。 1801 年 1 月 1 日にイタリアの天文学者ジュゼッペピアッツィによって発見され、ローマの豊穣の女神にちなんで名付けられました。

2 パラスは 2 番目に大きい小惑星で、2 番目に発見されました。これは、1802 年 3 月 28 日にドイツの天文学者ハインリヒオルバースによって行われました。

3 ジュノー - 1804 年に K. ハーディングによって発見されました。

4 ベスタは 3 番目に大きな小惑星で、やはり 1807 年に G. オルバースによって発見されました。この天体には、カンラン石のマントルを覆う玄武岩質の地殻が存在するという観察証拠があり、これはその物質の融解と分化の結果である可能性があります。この小惑星の目に見える円盤の画像は、1995 年にアメリカ宇宙望遠鏡を使用して初めて取得されました。地球低軌道で運用されているハッブル。

8 フローラは、数百のメンバーを数える同じ名前の大きな小惑星ファミリーの中で最大の小惑星であり、日本の天文学者平山 K. によって最初に特徴付けられました。この科の小惑星は非常に近い軌道を持っており、おそらくそれらの小惑星の結合起源が、他の天体との衝突中に破壊された共通の親天体に由来していることが裏付けられます。

243 アイダはメインベルト小惑星で、その画像は 1993 年 8 月 28 日にガリレオ探査機を使用して取得されました。これらの画像により、後にダクティルと名付けられるアイダの小型衛星の発見が可能になりました。 (図 2 および 3 を参照)。

253 マチルダは小惑星で、その画像は 1997 年 6 月に NIAR 探査機を使用して取得されました (図 4 を参照)。

433 エロスは地球に近い小惑星で、その画像は 1999 年 2 月に NIAR 探査機を使用して取得されました。

951 ガスプラは、1991 年 10 月 29 日にガリレオ探査機によって初めて撮影されたメインベルト小惑星です (図 1 を参照)。

1566 イカロスは、地球に接近し、その軌道を横切る小惑星で、非常に大きな軌道離心率 (0.8268) を持っています。

1620 ジオグラフは地球に近い小惑星で、連星天体であるか、非常に不規則な形をしています。これは、その明るさがその軸の周りの回転の位相に依存していることと、レーダー画像からわかります。

1862年アポロ - 同じ天体群の中で最大の小惑星が地球に接近し、その軌道を横切る。アポロの軌道の離心率は非常に大きく、0.56 です。

2060年キロンは周期的な彗星活動（軌道の近日点付近、つまり太陽からの最小距離での明るさの定期的な増加。これは小惑星に含まれる揮発性化合物の蒸発によって説明できる）を示す小惑星彗星である。土星と天王星の軌道の間の離心軌道（離心率0.3801）に沿って移動します。

4179 トウタティスは連星小惑星で、その構成要素が接触している可能性が高く、長さは約 2.5 km と 1.5 km です。この小惑星の画像は、アレシボとゴールドストーンにあるレーダーを使用して取得されました。 21 世紀に現在知られているすべての地球近傍小惑星の中で、トゥータティスは最も近い距離 (約 150 万 km、2004 年 9 月 29 日) にあるはずです。

4769 Castalia は、ほぼ同一 (直径 0.75 km) の構成要素が接触している二重小惑星です。その電波画像はアレシボのレーダーを使用して取得されました。

小惑星 951 ガスプラの画像

米。 1. ガリレオ探査機を使用して取得した小惑星 951 ガスプラの擬似カラー画像、つまり紫、緑、赤のフィルターを通した画像の組み合わせ。結果として得られる色は、表面の細部の微妙な違いを強調するために特に強調されます。岩石が露出している部分は青みがかっており、レゴリス（破砕物）で覆われている部分は赤みがかっています。画像の各点の空間解像度は 163 m で、ガスプラの形状は不規則で、3 軸に沿ったおおよその寸法は 19 x 12 x 11 km です。太陽が右側の小惑星を照らしています。
NASA GAL-09の画像。

小惑星 243 アイダスの画像

米。 2 ガリレオ探査機が撮影した小惑星 243 アイダとその小さな衛星ダクティルの疑似カラー画像。図に示す画像を取得するために使用されたソース画像は、約 10,500 km から撮影されたものです。色の違いは、界面活性剤の組成の違いを示している可能性があります。明るい青色の領域は、鉄含有鉱物からなる物質でコーティングされている可能性があります。アイダの長さは 58 km、回転軸は垂直に向けられ、わずかに右に傾いています。
NASA GAL-11 の画像。

米。 3. 243 Ida の小型衛星 Dactyl の画像。それが、何らかの衝突の際に切り離されたアイダの破片なのか、それとも重力場に捕らえられて円軌道を運動する異物なのかはまだわかっていない。この画像は、1993 年 8 月 28 日に、小惑星に最接近する 4 分前に、約 4000 km の距離から減光フィルターを通して撮影されました。 Dactyl の寸法は約 1.2 x 1.4 x 1.6 km です。 NASA GAL-04 画像

小惑星 253 マチルダ

米。 4. 小惑星 253 マチルダ。 NEAR探査機からのNASAの画像

2. 主要な小惑星帯はどのようにして発生したのでしょうか?

メインベルトに集中している天体の軌道は安定しており、円に近いか、わずかに偏心した形をしています。ここで彼らは、大きな惑星、主に木星の重力の影響が最小限に抑えられる「安全な」ゾーンを移動します。現在入手可能な科学的事実は、太陽系の誕生時に主要な小惑星帯の代わりに別の惑星が発生することができなかったという事実において、主な役割を果たしたのは木星であることを示しています。しかし、今世紀の初めになっても、多くの科学者は木星と火星の間にかつては別の大きな惑星が存在し、それが何らかの理由で崩壊したと確信していました。オルバースは、パラスの発見直後に、そのような仮説を最初に表明した。彼はまた、この仮説上の惑星の名前であるフェートンを思いつきました。少し脱線して、太陽系の歴史、つまり現代の科学的事実に基づいた歴史のエピソードを 1 つ説明しましょう。これは、特にメインベルト小惑星の起源を理解するために必要です。太陽系の起源に関する現代理論の形成に多大な貢献をしたのは、ソビエトの科学者O.Yuです。シュミットと V.S. サフロノフ。

最大の天体の一つは、約45億年前に木星の軌道上（太陽から5天文単位の距離）で形成され、他の天体よりも早くサイズが増大し始めた。この天体は、太陽に近い原始惑星系円盤の領域から流れ込み、より加熱された揮発性化合物（H 2 、H 2 O、NH 3 、CO 2 、CH 4 など）の凝縮の境界にあるため、主に凍結したガス凝縮物からなる物質の蓄積の中心。十分に大きな質量に達すると、その重力場で、太陽に近い、小惑星の母天体の領域に位置していた凝縮物質を捕捉し始め、その結果、小惑星の成長が遅くなった。一方、何らかの理由で原木星に捕らえられなかったが、その重力の影響範囲内にあった小さな天体は、実質的にさまざまな方向に散乱しました。同様に、それほど激しくはありませんが、土星の形成領域からの物体の放出があったと考えられます。これらの天体は、火星と木星の軌道の間で以前に発生した小惑星または微惑星の母体のベルトにも侵入し、それらをこのゾーンから「一掃」するか、または断片化にさらしました。さらに、これ以前は、小惑星の母天体の緩やかな成長は、それらの相対速度が低い（最大約0.5 km/s）ために可能であり、このとき、物体の衝突は断片化せずに結合で終わりました。成長中に木星（および土星）によって小惑星帯に投げ込まれた天体の流れの増加により、小惑星の母天体の相対速度が大幅に増加し（最大3〜5km/s）、より混沌とした。最終的に、小惑星母天体の蓄積プロセスは、相互衝突中のそれらの破片プロセスに置き換えられ、太陽から一定の距離に十分に大きな惑星を形成する潜在的な可能性は永久に消滅しました。

3. 小惑星の軌道

小惑星帯の現状に戻ると、木星が依然として小惑星軌道の進化において主要な役割を果たし続けていることを強調しておく必要がある。この巨大な惑星がメインベルトの小惑星に及ぼす長期的（40億年以上）の重力の影響により、小さな惑星が実質的に存在しない「禁止された」軌道やゾーンさえ存在するという事実が生じている。、そしてそこに着いたら、彼らはそこに長く滞在することはできません。それらはギャップまたはカークウッドハッチと呼ばれ、最初に発見した科学者ダニエル・カークウッドにちなんで名付けられました。このような軌道に沿って移動する小惑星は木星からの強い重力の影響を受けるため、このような軌道は共鳴します。これらの軌道に対応する公転周期は、木星の公転周期と単純な関係にあります (たとえば、1:2、3:7、2:5、1:3 など)。小惑星またはその破片が、他の天体との衝突の結果、共鳴軌道またはそれに近い軌道に落ちた場合、その軌道の長半径と離心率は、木星の重力場の影響を受けて非常に急速に変化します。すべては、小惑星が共鳴軌道を離れ、場合によっては主要な小惑星帯を離れるか、近隣の天体と新たな衝突が起こる運命にあるかのいずれかで終わります。これにより、対応するカークウッド空間のオブジェクトがクリアされます。ただし、小惑星帯に含まれるすべての天体の瞬間的な分布を想像すると、主要な小惑星帯には隙間や空きスペースが存在しないことを強調しておく必要があります。すべての小惑星は、楕円軌道に沿って移動し、ほとんどの時間を「エイリアン」ゾーンで過ごすため、いつでもほぼ均等に小惑星帯を埋めています。木星の重力の影響の「反対側」の例: 主な小惑星帯の外側の境界には、反対に、小惑星の軌道で構成された 2 つの狭い追加の「リング」があり、その公転周期は木星の公転周期に対して 2:3 と 1:1 の比率。明らかに、1:1 の比率に相当する公転周期を持つ小惑星は、木星の軌道上に直接位置しています。しかし、それらは木星の軌道の半径に等しい距離を前方または後方に移動します。木星より先に移動する小惑星は「ギリシャ」と呼ばれ、それに続く小惑星は「トロイの木馬」と呼ばれます（したがって、トロイア戦争の英雄にちなんで名付けられました）。これらの小さな惑星は、それらに作用する重力が均等になる、いわゆる「ラグランジュ点」に位置しているため、その動きは非常に安定しています。この小惑星群の一般名は「トロヤの木」です。さまざまな小惑星の長い衝突進化の間にラグランジュ点の近くに徐々に蓄積するトロヤ群とは異なり、構成天体の軌道が非常に近い小惑星群があり、それらは比較的最近の天体の崩壊の結果として形成された可能性が最も高いです。対応する親ボディ。これは、たとえば、フローラ小惑星ファミリーであり、すでに約 60 のメンバーがおり、その他にも多数のメンバーがいます。最近、科学者たちは、元の天体の数を推定するために、そのような小惑星族の総数を決定しようとしています。

4. 地球近傍小惑星

主要な小惑星帯の内縁近くには、他の天体のグループがあり、その軌道は主要な小惑星帯をはるかに越えて広がり、火星、地球、金星、さらには水星の軌道と交差する可能性さえあります。まず第一に、これらは小惑星アムール、アポロ、アテンのグループです（これらのグループに含まれる最大の代表者の名前による）。このような小惑星の軌道は、もはやメインベルト天体の軌道ほど安定していませんが、木星だけでなく地球型惑星の重力場の影響を受けて比較的急速に進化します。このため、そのような小惑星はあるグループから別のグループに移動する可能性があり、小惑星の現代の軌道に関するデータに基づいて、小惑星を上記のグループに分割することは条件付きです。特に、アムール星人は、近日点距離 (太陽までの最小距離) が 1.3 天文単位を超えない楕円軌道で移動します。アポロンは、近日点距離が 1 天文単位未満の軌道を移動します。（これは太陽から地球までの平均距離であることに注意してください）そして地球の軌道に侵入します。アムル星人とアポロ星人の場合、軌道の長半径が 1 天文単位を超える場合、アトニアンの場合、それはこの値以下か、その程度であり、したがって、これらの小惑星は主に地球の軌道内を移動します。アポロンとアトニアンが地球の軌道を横切ると、地球との衝突の脅威が生じる可能性があることは明らかです。この小さな惑星のグループは「地球近傍小惑星」という一般的な定義さえあります。これらは、軌道サイズが 1.3 天文単位を超えない天体です。現在までに、そのような天体は約 800 個発見されていますが、その総数はさらに多くなる可能性があり、大きさが 1 km を超えるものは最大 1500 ～ 2000 個、大きさが 100 m を超えるものは最大 135,000 個に達する可能性があります。地球環境に存在する、または最終的に地球環境に到達する可能性のある小惑星やその他の宇宙体からの影響は、科学界や公的界で広く議論されています。これに関する詳細と、地球を保護するために提案されている対策については、A.A. 編集による最近出版された本に記載されています。ボヤルチュク。

5. その他の小惑星帯について

小惑星のような天体は木星の軌道の外にも存在します。さらに、最新のデータによれば、太陽系の周縁部にはそのような天体が多数存在することが判明した。これは、1951 年にアメリカの天文学者ジェラルド・カイパーによって初めて示唆されました。彼は、海王星の軌道を超えて、約 30 ～ 50 天文単位の距離にあるという仮説を立てました。短周期彗星の発生源となる天体の帯全体が存在する可能性があります。実際、90年代初頭以来（ハワイ諸島に直径10メートルまでの最大の望遠鏡が導入されたことにより）、直径約100～800kmの範囲の小惑星のような天体が100個以上発見されている。海王星の軌道。これらの天体の集合体は「カイパーベルト」と呼ばれましたが、「本格的な」ベルトを形成するにはまだ十分ではありません。しかし、いくつかの推定によると、その中にある天体の数は、主要な小惑星帯よりも少なくないかもしれません（それ以上ではないかもしれません）。軌道パラメータに基づいて、新たに発見された天体は 2 つのクラスに分類されました。すべての太陽系外縁天体の約 3 分の 1 は、最初の、いわゆる「プルチノ級」に割り当てられました。それらは、冥王星の軌道に似たかなり楕円形の軌道（長半径約 39 天文単位、離心率 0.11 ～ 0.35、黄道に対する軌道傾斜角 0 ～ 20 度）で海王星と 3:2 の共鳴で運動します。このクラスの名前。現在、科学者の間でも、冥王星を本格的な惑星と見なすべきか、それとも上記のクラスの天体の一つにすぎないと考えるべきかについて議論が行われています。しかし、冥王星の平均直径 (2390 km) は既知の海王星横断天体の直径よりもかなり大きく、さらに、太陽系の他のほとんどの惑星と同様に、大きな衛星を持っているため、冥王星の地位はおそらく変わらないでしょう (カロン）と雰囲気。 2 番目のクラスには、いわゆる「典型的なカイパーベルト天体」が含まれます。これは、それらのほとんど (残りの 2/3) が既知であり、40 ～ 48 天文単位の範囲にある長半径を持つ円に近い軌道を運動するためです。さまざまな傾斜 (0 ～ 40°)。これまでのところ、最大の望遠鏡と最新の技術がこのために使用されているものの、距離が遠く、サイズが比較的小さいため、新しい同様の天体をより迅速に発見することはできませんでした。これらの天体と既知の小惑星を光学的特徴に基づいて比較した結果、前者は私たちの惑星系で最も原始的なものであると現在考えられています。これは、原始惑星系星雲からの物質が凝縮して以来、たとえば地球型惑星の物質と比較して、非常に小さな変化しか受けていないことを意味します。実際、これらの天体の構成成分の絶対大部分は彗星の核である可能性があり、これについては「彗星」セクションでも説明します。

カイパーベルトと主要小惑星帯の間で、古代ギリシャ神話のケンタウロス（半人半人）との類推により、多数の小惑星体が発見されている（この数は時間の経過とともに増加する可能性が高い）。これが「ケンタウルス級」である。 -馬）。その代表的なものの 1 つは小惑星キロンです。この小惑星は、出現するガス大気 (コマ) と尾の形で定期的に彗星の活動を示すため、より正確には彗星小惑星と呼ばれます。それらは、この天体の軌道の近日点部分を通過する際に、この天体の物質を構成する揮発性化合物から形成されます。キロンは、物質の組成の観点から、そしておそらくは起源の観点から、小惑星と彗星の間に明確な境界が存在しないことを示す明確な例の 1 つです。大きさは約200kmで、その軌道は土星や天王星の軌道と重なっています。このクラスの天体の別名は「カジミルチャク・ポロンスカヤ帯」です。E.I. にちなんで名付けられました。ポロンスカヤ博士は、巨大惑星の間に小惑星が存在することを証明した。

6. 小惑星の研究方法について少し

小惑星の性質についての私たちの理解は現在、地上からの望遠鏡観測（光学およびレーダー）、小惑星に接近する探査機から得られる画像、既知の地球上の岩石や鉱物、隕石の実験室分析という 3 つの主要な情報源に基づいています。それらは主に小惑星、彗星の核、地球型惑星の表面の破片であると考えられています（これについては「隕石」セクションで説明します）。しかし、私たちは依然として、地上からの望遠鏡による測定を使用して、小さな惑星に関する最大量の情報を取得しています。したがって、小惑星は、まず第一に、観察可能な光学的特性に従って、いわゆる「スペクトルタイプ」またはクラスに分類されます。まず、これはアルベド（入射光線と反射光線の方向が同じであるとみなした場合に、単位時間当たりに物体に入射する太陽光の量のうち、物体によって反射される光の割合）と物体の一般的な形状です。可視および近赤外域の反射スペクトル（観察対象の物体の表面のスペクトル輝度を光の波長ごとに、太陽自体の同じ波長のスペクトル輝度で単純に割ることによって得られます）。これらの光学的特性は、小惑星を構成する物質の化学的および鉱物学的組成を評価するために使用されます。場合によっては、小惑星のレーダー反射率、小惑星自身の軸の周りの回転速度など、追加のデータ (存在する場合) が考慮されることがあります。

小惑星をいくつかのクラスに分けたいという願望は、膨大な数の小さな惑星の説明を単純化または図式化したいという科学者の願望によって説明されますが、より徹底的な研究が示すように、これは常に可能であるわけではありません。最近では、個々の小惑星グループの一般的な特徴を特徴付けるために、小惑星のスペクトルタイプのサブクラスやより小さな分割を導入する必要性がすでにあります。さまざまなスペクトルタイプの小惑星の一般的な説明をする前に、遠隔測定を使用して小惑星物質の組成をどのように評価できるかを説明します。すでに述べたように、特定の種類の小惑星は、ほぼ同じアルベド値と形状が似た反射率スペクトルを持ち、（特定の種類の）平均値や特性に置き換えることができると考えられています。特定のタイプの小惑星のこれらの平均値は、地球上の岩石や鉱物、さらには地球上のコレクションでサンプルが入手可能な隕石の同様の値と比較されます。「アナログサンプル」と呼ばれるサンプルの化学組成と鉱物組成は、スペクトルやその他の物理的特性とともに、通常、地球上の研究所ですでに十分に研究されています。このような類似サンプルの比較と選択に基づいて、このタイプの小惑星の物質の特定の平均化学組成および鉱物組成が、一次近似値で決定されます。地球上の岩石とは異なり、小惑星の物質は全体としてはるかに単純、あるいは原始的であることが判明しました。これは、太陽系の歴史を通じて小惑星物質が関与した物理的および化学的プロセスは、地球型惑星ほど多様で複雑ではなかったことを示唆しています。現在、約 4,000 種の鉱物種が地球上に確実に確立されていると考えられている場合、小惑星上にはそれらのうち数百種しか存在しない可能性があります。これは、小惑星の破片である可能性がある地表に落下した隕石に含まれる鉱物種の数（約 300 種）によって判断できます。地球上の多種多様な鉱物は、私たちの惑星（および他の地球型惑星）の形成が太陽にはるかに近い原始惑星雲の中で、したがって高温で行われたという理由だけではありません。ケイ酸塩物質、金属およびそれらの化合物は、そのような温度では液体または可塑性状態にあり、地球の重力場の比重によって分離または区別されるという事実に加えて、一般的な温度条件が地球にとって有利であることが判明した。酸素と水が主成分である一定のガスまたは液体の酸化環境の出現。地殻の主要な鉱物や岩石との長く絶え間ない相互作用により、私たちが観察できる豊富な鉱物が生まれました。小惑星に戻ると、リモートセンシングデータによると、小惑星は主に単純なケイ酸塩化合物で構成されていることに注意する必要があります。まず第一に、これらは輝石（一般式はABZ 2 O 6 であり、「A」と「B」の位置が異なる金属のカチオン、および「Z」がAlまたはSiである）などの無水ケイ酸塩です。 (A 2+ 2 SiO 4、A 2+ = Fe、Mg、Mn、Ni)、場合によっては斜長石 (一般式 (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8 を持つ)。これらはほとんどの岩石の基礎を形成するため、造岩鉱物と呼ばれます。小惑星で一般的に見られる別の種類のケイ酸塩化合物は、ヒドロケイ酸塩または層状ケイ酸塩です。これらには、蛇紋石 (一般式 A 3 Si 2 O 5? (OH)、A = Mg、Fe 2+、Ni)、緑泥石 (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8、A が含まれます)および Z は主にさまざまな金属の陽イオンです) およびヒドロキシル (OH) を含む他の多くの鉱物です。小惑星では、単純な酸化物、化合物（二酸化硫黄など）、鉄と他の金属（特にFeNi）の合金、炭素（有機）化合物だけでなく、遊離状態の金属や炭素さえも発見されると考えられます。州。これは、地球に絶えず落下する隕石の研究結果によって証明されています（「隕石」の項を参照）。

7. 小惑星のスペクトルの種類

現在までに、小惑星の主なスペクトルクラスまたはタイプが特定されており、ラテン文字で示されています: A、B、C、F、G、D、P、E、M、Q、R、S、V、T。それらについて簡単に説明しましょう。

A 型小惑星はかなり高いアルベドと最も赤い色を持ち、これは長波長に対する反射率の大幅な増加によって決まります。それらは、高温のかんらん石（融点が 1100 ～ 1900 ℃の範囲にある）、またはこれらの小惑星のスペクトル特性と一致する金属とかんらん石の混合物で構成されている可能性があります。対照的に、タイプ B、C、F、および G の小さな惑星はアルベドが低く (B タイプの天体はやや明るい)、可視範囲ではほぼ平ら (または無色) ですが、反射率スペクトルは短距離で急激に低下します。波長。したがって、これらの小惑星は主に低温水和ケイ酸塩（500～1500℃の温度で分解または融解する可能性がある）と、同様のスペクトル特性を持つ炭素または有機化合物の混合物で構成されていると考えられています。アルベドが低く、赤みを帯びた小惑星は、D 型と P 型に分類されています (D 体の方が赤い)。炭素や有機物を多く含むケイ酸塩はこのような性質を持っています。たとえば、それらは惑星間塵の粒子で構成されており、おそらく惑星が形成される前から太陽周縁の原始惑星系円盤を満たしていたと考えられます。この類似性に基づいて、D 小惑星と P 小惑星は、小惑星帯の中で最も古い、ほとんど変化のない天体であると想定できます。副E型惑星はアルベド値が最も高く（表面の材質は、そこに当たる光の最大50％を反射することができます）、色はわずかに赤みがかっています。鉱物エンスタタイト (これは輝石の高温変種です) または遊離 (酸化されていない) 状態で鉄を含む他のケイ酸塩は、したがって E 型小惑星の一部である可能性があり、同じスペクトル特性を持っています。反射スペクトルが P 型および E 型天体と類似しているが、アルベド値がそれらの間にある小惑星は、M 型として分類されます。これらの物体の光学的特性は、遊離状態の金属、またはエンスタタイトまたは他の輝石と混合された金属化合物の特性に非常に似ていることが判明しました。現在、そのような小惑星は約 30 個あり、地上での観測により、これらの天体の重要な部分に水和ケイ酸塩が存在するという興味深い事実が最近証明されました。高温物質と低温物質のこのような異常な組み合わせが出現した理由はまだ完全には解明されていませんが、ヒドロケイ酸塩は、より原始的な天体との衝突中に M 型小惑星に導入された可能性があると推測できます。残りのスペクトルクラスのうち、アルベドと可視範囲における反射率スペクトルの一般的な形状の観点から、Q、R、S、および V 型小惑星は非常によく似ています。それらは比較的高いアルベド (S 型) を持っています。体はわずかに低くなります）そして赤みがかった色です。それらの違いは、近赤外領域の反射スペクトルに存在する約 1 ミクロンの広い吸収帯の深さが異なるという事実に要約されます。この吸収帯は輝石とカンラン石の混合物の特徴であり、その中心の位置と深さは、小惑星の表面物質に含まれるこれらの鉱物の含有量の割合と合計に依存します。一方、ケイ酸塩物質の反射スペクトルにおける吸収帯の深さは、拡散反射光（つまり物質を透過した光）を遮蔽する不透明な粒子（炭素、金属、またはそれらの化合物など）を含んでいる場合には減少します。そしてその組成に関する情報を運ぶ）光。これらの小惑星では、1 μm での吸収帯の深さが S 型から Q、R、V 型に増加します。上記によれば、列挙されたタイプの物体（V を除く）は、カンラン石、輝石、金属の混合物で構成されている可能性があります。 V 型小惑星の物質には輝石のほかに長石が含まれており、その組成は地球上の玄武岩と類似している可能性があります。そして最後の T 型には、アルベドが低く、赤みがかった反射率スペクトルを持つ小惑星が含まれます。これは、P 型および D 型天体のスペクトルに似ていますが、傾きの点でそれらのスペクトルの中間の位置を占めます。。したがって、T 型、P 型、および D 型小惑星の鉱物組成はほぼ同じであり、炭素または有機化合物が豊富なケイ酸塩に相当すると考えられています。

宇宙におけるさまざまな種類の小惑星の分布を研究したところ、想定される化学組成や鉱物組成と太陽までの距離との間に明確な関係があることが発見されました。物質の鉱物組成が単純であるほど（含まれる揮発性化合物が多いほど）、これらの物体は、原則として、より遠くに位置することが判明しました。一般に、小惑星全体の 75% 以上が C 型で、主に小惑星帯の周縁部に位置しています。約 17% は S 型で、小惑星帯の内側を占めています。残りの小惑星のほとんどはM型で、主に小惑星環の中央部を移動しています。これら 3 種類の小惑星の分布極大はメインベルト内に位置しています。 E 型および R 型小惑星の分布の合計の最大値は、ベルトの内側の境界をわずかに超えて太陽に向かって伸びています。興味深いのは、P 型および D 型小惑星の総分布がメインベルトの周縁に向かって最大になる傾向があり、小惑星環を越えるだけでなく、木星の軌道を越えてまで広がっていることです。メインベルトの P および D 小惑星の分布が、巨大惑星の軌道の間に位置するカジミルチャク・ポロンスカヤ小惑星帯と重なっている可能性があります。

小惑星のレビューの最後に、さまざまなクラスの小惑星の起源に関する一般的な仮説の意味を簡単に概説します。この仮説は、ますます確証が得られています。

8. 小惑星の起源について

約45億年前の太陽系形成の夜明けに、乱流やその他の非定常現象の結果、太陽を取り囲むガスと塵の円盤から物質の塊が生じ、相互の非弾性衝突によって物質の塊が生じました。そして重力相互作用は微惑星に結合します。太陽からの距離が離れるにつれて、ガスダスト物質の平均温度は低下し、それに応じて全体の化学組成が変化しました。その後主小惑星帯が形成された原始惑星系円盤の環状帯は、揮発性化合物、特に水蒸気の凝縮境界付近にあることが判明した。第一に、この状況は、示された境界近くに位置し、水素、窒素、炭素およびそれらの化合物の蓄積の中心となった木星の胚の成長の加速をもたらし、より加熱された太陽系の中心部分を残しました。第二に、小惑星が形成されたガス塵物質は、太陽からの距離に応じて組成が非常に不均一であることが判明しました。その中の最も単純なケイ酸塩化合物の相対含有量は急激に減少し、揮発性化合物の含有量は太陽からの距離に応じて増加しました。太陽からの距離が 2.0 から 3.5 a.u. の範囲にある。すでに述べたように、急速に成長する木星の胚から小惑星帯までの強力な擾乱により、その中で十分に大きな原始惑星体の形成が妨げられました。そこでの物質の蓄積のプロセスは、亜惑星サイズ（約 500 ～ 1000 km）の微惑星が数十個だけ形成されるまでに停止した。その後、それらの相対速度の急激な増加（0.1 ～ 1000 km）により、衝突中に断片化が始まった。 5 km/秒）。しかし、この期間中に、いくつかの小惑星母天体、または少なくとも高い割合でケイ酸塩化合物を含み、太陽に近い位置にあった小惑星母天体は、すでに加熱されているか、重力分化さえ経験していました。このような原始小惑星の内部を加熱するメカニズムとしては、現在、2 つの可能性が考えられています。1 つは放射性同位体の崩壊の結果、もう 1 つは荷電粒子の強力な流れによってこれらの天体内部に誘導される誘導電流の作用の結果です。若くて活発な太陽から。科学者によると、何らかの理由で今日まで生き残っている小惑星の母体は、最大の小惑星1ケレスと4ベスタであり、その基本情報は表に示されています。 1. 原始小惑星の重力分化の過程で、ケイ酸塩物質が溶けるほどの十分な加熱を受け、金属コアやその他のより軽いケイ酸塩の殻が放出され、場合によっては玄武岩質の地殻（たとえば、第 4 ベスタ）も放出されました。地球型惑星。それでも、小惑星帯の物質には大量の揮発性化合物が含まれていたため、平均融点は比較的低かった。数学的モデリングと数値計算を使用して示されたように、このようなケイ酸塩物質の融点は 500 ～ 1000 °C の範囲にある可能性があります。したがって、分化および冷却後、小惑星の母天体はそれぞれの天体だけでなく、多数の衝突を経験しました。他のものとその破片だけでなく、天体とともに、木星、土星、そして太陽系のより遠い周縁部から小惑星帯に侵入します。長期にわたる衝突進化の結果、原始小惑星は膨大な数の小さな天体に断片化され、現在は小惑星として観測されています。秒速約数キロメートルの相対速度で、異なる機械的強度（固体に含まれる金属が多いほど耐久性が高くなります）を持ついくつかのケイ酸塩の殻で構成される物体が衝突すると、それらは「引きはがされ」、小さな破片に粉砕されます。主に最も耐久性の低い外側のケイ酸塩シェル。さらに、高温のケイ酸塩に対応するスペクトルタイプの小惑星は、融解と分化を経た母天体の異なるケイ酸塩の殻に由来すると考えられています。特に、M 型および S 型小惑星は、金属が多いため、完全に親天体の核 (直径約 270 km の S 小惑星 15 ユーノミアや M 型小惑星 16 プシュケなど) またはその破片である可能性があります。コンテンツ。 A および R スペクトルタイプの小惑星は中間ケイ酸塩殻の断片である可能性があり、E および V タイプの小惑星はそのような母体の外殻である可能性があります。 E 型、V 型、R 型、A 型、M 型、および S 型小惑星の空間分布の分析に基づいて、それらは最も激しい熱処理と衝撃処理を受けたと結論付けることもできます。これはおそらく、主ベルトの内側境界との一致、またはこれらのタイプの小惑星の分布最大値のそれに近いことによって確認できます。他のスペクトルタイプの小惑星については、全体的な融解には至らなかった衝突や局所的な加熱により部分的に変化した（変成）（T、B、G、F）か、原始的でほとんど変化がなかった（D、D）と考えられています。 P、C、Q）。すでに述べたように、これらのタイプの小惑星の数は、メインベルトの周縁に向かって増加します。それらすべてが衝突や断片化も経験したことは疑いの余地はありませんが、このプロセスはおそらく、観察された特性、したがってそれらの化学組成と鉱物組成に顕著な影響を与えるほど激しいものではありませんでした。 (この問題については、「隕石」セクションでも説明します)。しかし、小惑星サイズのケイ酸塩体の衝突の数値モデリングが示すように、現在存在する小惑星の多くは相互衝突後に再蓄積する可能性がある（つまり、残った破片が結合する）ため、一枚岩の天体ではなく、動く「丸石の山」である。」重力的に関連する多数の小惑星の小型衛星の存在を示す（明るさの特定の変化に基づく）多数の観測証拠があり、これらもおそらく衝突イベント中に衝突天体の破片として生じたものと考えられる。この事実は、過去に科学者の間で激しく議論されましたが、小惑星 243 アイダの例によって説得力を持って確認されました。ガリレオ宇宙船を使用すると、この小惑星とその衛星 (後にダクティルと名付けられた) の画像を取得することができました。これを図 2 と 3 に示します。

9. 私たちがまだ知らないこと

小惑星の研究にはまだ不明な点や謎が多くあります。まず、主小惑星帯およびその他の小惑星帯における固体物質の起源と進化に関連し、太陽系全体の出現に関連する一般的な問題があります。彼らの解決策は、私たちの星系についての正しい考えにとって重要であるだけでなく、他の恒星の近くに惑星系が出現する理由とパターンを理解するためにも重要です。現代の観測技術の能力のおかげで、多くの近隣の星に木星のような大きな惑星があることを証明することができました。次に重要なのは、これらの恒星の周囲にある、より小さな地球型惑星の発見です。個々の小惑星を詳細に研究することによってのみ答えられる質問もあります。本質的に、これらの各団体は独自の、時には特定の歴史を持っているため、ユニークです。たとえば、いくつかの動的ファミリー (たとえば、テミス、フローラ、ギルダ、イオスなど) のメンバーである小惑星は、前述したように共通の起源を持ちますが、それらの特徴の一部を示す光学的特性が著しく異なる場合があります。一方、メインベルトのみに存在する十分に大きな小惑星をすべて詳細に研究するには、多大な時間と労力が必要であることは明らかです。しかし、おそらく、それぞれの小惑星に関する詳細かつ正確な情報を収集し蓄積し、その一般化を利用することによってのみ、これらの天体の性質とその進化の基本パターンについての理解を徐々に明らかにすることが可能です。

参考文献:

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