主小行星帶：修订间差异

[[File:InnerSolarSystem-cht.png|350px|缩略图|主要的小行星带（以白色显示）位于[[火星]]和[[木星]]轨道之间。从[[天球]]北极观察。]]

'''小行星带'''是[[太阳系]]内介于[[火星]]和[[木星]]轨道之间的[[小行星]]密集区域。在已经被编号的120,437颗小行星中，有98.5%是在这里被发现的<ref name="basedon1">这个数值来自2006年2月8日的资料[http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPCORB.html 小行星中心轨道资料]</ref>。小行星是由岩石或金属组成，围绕着太阳运动的小天体。因为在比较上这是小行星最密集的区域，估计为数多达50万颗，所以这个区域被称为'''主小行星带'''，简称“主带”。

小行星带由原始[[太阳星云]]中的一群[[星子 (天文)|星子]]——比行星微小的行星前身——形成。木星巨大的[[引力]]阻碍了这些星子形成[[行星]]，并造成许多星子相互间高能量的碰撞，造成许多殘骸和碎片。小行星绕太阳公转的轨道，继续受到木星的[[摄动]]，形成了与木星的[[轨道共振]]。

主带内最早发现的三颗小行星是[[智神星]]、[[婚神星]]和[[灶神星]]，而最大的三颗小行星则为[[智神星]]、[[健神星]]和[[灶神星]]，它们的平均直径都超过400&nbsp;公里；在主带中只有一颗[[矮行星]]——[[穀神星]]，直径大约950&nbsp;公里；其餘的小行星都不大，有些甚至只有尘埃那样大。小行星带的物质非常稀薄，已经有好几艘太空船平安的通过而未曾发生意外。在主带内的小行星依照它们的色彩和主要形式分成三类：[[碳|碳质]]、[[矽酸鹽]]和[[金属]]。小行星之间的碰撞可能形成拥有相似轨道特征和成色的[[小行星族]]，这些碰撞也是产生[[黃道光]]的尘土的主要来源。

[[File:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|缩略图|大小的比较：前十颗小行星与[[月球]]大小的比较，最左为[[谷神星]]，最右为[[健神星]]。]]

== 观测的历史 ==

[[File:Giuseppe Piazzi.jpg|缩略图|200 px|发现第一颗小行星[[穀神星]]的[[皮亚齐]]。]]

在1781年发现[[天王星]]之后，[[波德]]认为在[[火星]]和[[木星]]轨道之间也许还有一颗[[行星]]。[[矮行星]][[穀神星]]就是1801年在波德預测的轨道距离上被发现的。<ref>{{cite web

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}}</ref>1802年，天文学家[[奥伯斯]]发现了第二号小行星[[智神星]]，[[威廉·赫歇尔]]认为这些天体是一颗行星被毀坏后的殘餘物。到了1807年，在相同的区域内又发现了第三颗[[婚神星]]和第四颗[[灶神星]]。<ref name="serendipity">{{cite web

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}}</ref>由于这些天体的外观像[[行星]]，威廉·赫歇尔就采用[[希腊文]]中的词根''aster-'' （似星的），将其命名为asteroid，汉语译为“小行星”。

[[拿破仑战争]]结束了小行星发现的第一个阶段，<ref name="serendipity" />一直到1845年才发现了第五颗小行星[[义神星]]。接著，发现新小行星的速度加快，到1868年发现的小行星已经有100颗。1891年[[马克斯·沃夫]]引进了[[天文摄影]]，更加速了小行星的发现。<ref>{{cite web

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}}</ref>1921年，小行星的数量是1,000颗，1981年达到10,000颗<ref>{{Cite web |url=http://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw |title=Asteroid Discovery From 1980 - 2010 |accessdate=2010-09-28 |||}}</ref>，2000年更高达100,000颗。<ref>{{cite web

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}}</ref>现代的小行星巡天系统使用自动化的设备使小行星的数量持续地增加。

在小行星发现后，必须要计算它们的轨道元素。1866年，[[丹尼尔·柯克伍德]]宣布由太阳算起，在某些距离上是沒有小行星存在的空白区域，而在这些区域上绕太阳公转的轨道周期与木星的公转周期有简单的整数比。柯克伍德认为是木星的[[摄动]]导致小行星从这些轨道上被移除。<ref>{{cite journal

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1918年，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，形成了[[小行星族]]。到了1970年代，观察小行星的颜色产生了小行星分类系统，最常见的三种类型是[[小行星#小行星的构成|C-型]]（[[碳|碳质]]）、[[小行星#小行星的构成|S-型]]（[[矽酸鹽]]）和[[小行星#小行星的构成|M-型]]（[[金属]]）。<ref>{{cite web

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2006年，[[彗星]]族在小行星带内被发现。这些彗星有可能是地球海水的来源。在地球形成的过程中，本身并沒有足以形成海洋的水，因此需要一个外在的水源供应者——像一次彗星的轰击是很有必要的。<ref>{{cite web

|title=发现完整的新型态彗星

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[[File:Main belt i vs a.png|缩略图|300px|右|小行星带的[[轨道傾角]]与[[半长径]]对应图，主带以红色和蓝色显示（红色是核心的区域）。]]

目前被认同的行星形成理论是[[太阳星云|太阳星云假说]]，认为星云中构成太阳和行星的材料，尘埃和气体，因为重力陷缩而生成旋转的盘狀。<ref>{{cite web

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}}</ref>在最初几百万年的历史中，太阳系因[[吸积]]过程的碰撞变得黏稠，造成小颗粒逐渐聚集形成更大的叢集，并且使颗粒的大小持续稳定地增加。一旦聚集到足够的质量——即所谓的[[微行星]]（星子）——便经由重力吸引邻近的物质。这些星子就能稳定的累积质量成为岩石行星或巨大的[[气态巨行星]]。

在平均速度过高的区域，碰撞会使星子碎裂而抑制质量的累积，<ref>{{cite journal

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}}</ref>阻止了行星大小的天体生成。在星子的轨道周期与木星的周期成简单整数比的地区，会发生[[轨道共振]]，会因扰动使这些星子的轨道改变。在火星与木星之间的空间，有许多地方与木星有强烈的轨道共振。当木星在形成的过程中向内移动时，这些共振轨道也会扫掠过小行星带，对散布的星子进行动态的激发，增加彼此的相对速度。<ref>{{cite conference

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}}</ref>星子在这个区域（持续到现在）受到太强烈的[[摄动]]因而不能成为行星，只能一如往昔的继续绕着太阳公转，<ref name="icarus153">{{cite journal

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}}</ref>而且小行星带可以视为原始太阳系的殘留物。

目前小行星带所拥有的质量应该仅是原始小行星带的一小部分，以电脑模擬的结果，小行星带原来的质量应该与地球相当。主要是由于重力的扰动，在百万年的形成周期过程中，大部份的物质都被拋出去，殘留下来的质量大概只有原来的千分之一。<ref name="icarus153" />

当主带开始形成时，在距离太阳2.7&nbsp;[[天文单位|AU]]之处形成了一条温度低于水的凝结点线—"雪线"，在这条线之外形成的星子就能够累积冰。<ref>{{cite journal

| accessdate=2007-04-11 }}</ref>在小行星带生成的[[主带彗星]]都在这条线之外，并且是造成地球海洋的主要供应者。<ref>{{cite news

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因为大约在40亿年前，小行星带的大小和分布就已经稳定下来（相对于整个太阳系），也就是说小行星带的主带在大小上已经沒有显著的增減变化。<ref>{{cite news

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}}</ref>但是，小行星依然会受到许多随后过程的影响，像是：内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和[[微流星体]]轰击的[[太空风化]]。因此，小行星不是原始的，反而是在外面[[柯伊伯带|古柏带]]的小行星，在太阳系形成时经历的变动比较少。

主带的内侧界线在与木星的轨道周期有4:1 [[轨道共振]] 的2.06&nbsp;AU之处<ref>{{cite web

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}}</ref>，在此处的任何天体都会因为轨道不稳定而被移除。在这个空隙之内的天体，在太阳系的早期历史中，就会因为[[火星]]（远日点在1.67&nbsp;AU）重力的扰动被清扫或拋射出去。

== 第五颗类地行星 ==

一个早期对于小行星带形成的假说，认为小行星带是一颗行星被摧毀后的殘骸。 在这个假说中有一些关鍵性的问题需要解決：第一，摧毀一颗行星的能量大小为何。其次，目前小行星带的总质量太低，比月球还要少。最后，小行星在化学成分上的歧异，很难解释它们是否来自同一颗行星。<ref>{{cite web

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也曾经有内行星中有[[第五行星|第五颗类地行星]]的假说，但是轨道是不稳定的，因此他会穿越过小行星带。穿越造成的结果是大量的小行星从小行星带被拋出，然后这颗行星会被太阳吸收或是被拋出太阳系之外。<ref>{{cite web

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== 环境 ==

[[File:Main belt e vs a.png|缩略图|300px|右|以离心率显示的小行星带，主带以红色（核心）和蓝色呈现。]]

儘管是群聚之处，小行星带仍是非常的空曠。如果不是刻意的选定目标，太空船在穿越小行星带时，在广漠的太空中大概仍会一无所见。儘管如此，目前我们还是知道数以万计的小行星，而总数可能高达数百万颗或更多，这取决于如何界定小行星尺寸的下限。在红外线波段的巡天显示，直径在1公里以上的小行星数量在700,000至1,700,000颗之间，而且还可能更多。<ref>{{cite journal

在主带内，直径大于100[[公里]]的小行星超过200颗。<ref>{{cite web

}} — search for asteroids in the main belt regions with a diameter > 100.</ref>在小行星带内最大的天体是[[穀神星]]，也是带内唯一的[[矮行星]]。小行星带的总质量估计是3.0-3.6{{e|21}} 公斤，<ref>{{cite journal| authorlink=Georgij A. Krasinsky| first=G. A.| last=Krasinsky| coauthors=[[Elena V. Pitjeva|Pitjeva, E. V.]]; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I.| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..158...98K| title=Hidden Mass in the Asteroid Belt| journal=Icarus| volume=158| issue=1| pages=98-105| doi=10.1006/icar.2002.6837| date=July 2002| access-date=2007-05-26| | | }}</ref><ref>{{cite journal |last=Pitjeva |first=E. V. |authorlink=Elena V. Pitjeva |title=High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants |journal=Solar System Research |year=2005 |volume=39 |issue=3 |pages=176 |url=http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf |format=[[PDF]] |doi=10.1007/s11208-005-0033-2 ||||access-date=2007-05-26 }}</ref>这仅有[[地球]]卫星[[月球]]质量的4%，而穀神星就佔了其中的三分之一；11颗最大的小行星则佔有主带内一半的质量。<ref name="mnras244">{{cite journal

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小行星带的质量中心在轨道半径2.8天文单位之处，<ref name="mnras244" />在主带内主要的小行星[[离心率]]都小于0.4，而且轨道傾角小于30°，峰值在离心率0.07，傾角在4°之内。<ref name="mpc">{{cite web

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}}</ref>因此，典型的小行星轨道是接近圆型且躺在[[黃道]]面的附近，只有少数的小行星才有高离心率和远离到黃道面之外。

有时，提到主带时会侷限在'''核心'''的范围内，也就是那些大的小行星被发现的区域。这个区域是在4:1和2:1的[[柯克伍德空隙]]之间，也就是轨道半径2.06至3.27天文单位，而且[[离心率]]大约小于0.33，[[轨道傾角]]也不超过20°。这块"核心"区域大约拥有太阳系内93.4%的小行星。<ref name="basedon1"/>

绝大多数小行星的[[绝对星等]]都在11–19之间，中间值是16。<ref name="mpc" />在比较上，穀神星的绝对星等3.32是非常高的。<ref>{{cite journal

| accessdate=2007-04-15 }}</ref>小行星带内的温度随着与太阳的距离而变，尘埃粒子的典型温度在2.2&nbsp;天文单位之处是200&nbsp;K（-73°C），到了3.2&nbsp; 天文单位之处会降低至165&nbsp;K（-108°C）。<ref>{{cite journal

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}}</ref>然而，因为自转的缘故，朝向太阳暴露在太阳辐射的表面和背向太阳面对背景星空的表面，在温度上可能会有显著的差异。

=== 构造 ===

在太阳系早期的历史中，小行星曾经历了某种程度的熔解，使大部分或全部的元素分离，某些母体甚至经历了[[火山作用]]的爆发周期，形成了[[岩漿]]的海洋。而因为体积相对于行星小了很多的缘故，只要很短时间的熔解就能分化，所以在45亿年前就完成了。<ref>{{cite journal

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[[File:AllendeMeteorite.jpg|右|缩略图|[[墬落陨石|阿颜德陨石]]是在1969年墜落于墨西哥的碳粒陨石。]]

目前的小行星带包含两种主要类型的小行星。在小行星带的外缘，靠近木星轨道的，以富含碳值的[[小行星#小行星的构成|C-型小行星]]为主，<ref name="ApJ133">{{cite journal

| accessdate=2007-03-27 }}</ref>佔了总数的75%以上。与其他的小行星相比，颜色偏红而且[[反照率]]非常低。他们表面的组成与[[碳质球粒陨石|碳粒陨石]]相似，化学成分、光谱特征都是太阳系早期的狀态，但较轻与易揮发的物质（冰）则被移除了。

靠近内侧的部分，距离太阳2.5天文单位，以含[[矽]]的[[S-型小行星]]较为常见，<ref name="ApJ133" /><ref>{{cite journal

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}}</ref>光谱显示表面含有矽酸鹽与一些金属，但碳质化合物的成分不明显。这表明它们与原始太阳系的成分有显著的不同，可能是早期历史上的熔解机制，导致分化的结果。相对来说，有着高反射率。在小行星的整个族群中约占17%。

还有第三类的小行星，总数约为10%的[[M-型小行星]]。他们的光谱中有类似铁-鎳的谱线，和白色与轻微的红色，而沒有吸收线的特征。M-型小行星相信是由核心以铁-鎳为主的母体经过毀灭性撞击形成的。但是，有些含矽酸鹽化合物的小行星也会出现类似的现象，至少巨大的M-型小行星，[[小行星22|司赋星]]，就未能显示金属的主要成分。<ref>{{cite journal

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}}</ref>在主带内，M-型小行星主要分布在半长径2.7天文单位的轨道上。<ref name="lang2003">{{cite web

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[[File:Kirkwood Gaps.png|300px|缩略图|在小行星带核心的[[半长轴]]分布图，深蓝色箭头指出的是柯克伍德空隙，是与[[木星]][[轨道共振]]的不稳定带。]]

小行星[[半长轴]]分布图主要用于描述在太阳附近小行星的范围，它的价值在可以推断小行星的[[轨道周期]]。就所有小行星的半长轴而论，在主带会出现引人注目的空隙。在这些半径上，小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期呈现整数比，这样与 [[类木行星|气体巨星]][[平均运动共振]]的结果，足以造成小行星[[轨道要素]]的改变。实际的效果是在这些空隙位置上的小行星会被推入[[半长轴]]更大或更小的不同轨道内。不过，因为小行星的轨道通常都是橢圆形的，还是有许多小行星会穿越过这些空隙，因而在实际的空间密度上，在这些空隙的小行星并不会比邻近的地区为低。<ref name="mnras244" />

这些箭头指出的就是小行星带内著名的[[柯克伍德空隙]]，主要的空隙与木星的平均运动共振为3：1、5：2、7：3和2：1。也就是说在3：1的柯克伍德空隙处的小行星在木星公转一圈时，会绕太阳公转三圈。在其他轨道共振较低的位置上，能找到的小行星也比邻近的区域少。（例如8：3共振小行星的半长轴为2.71天文单位。）<ref name="iau160">{{cite conference

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柯克伍德空隙明显的将小行星带分割成三个区域：第一区是4：1（2.06天文单位）和3：1（2.5天文单位）的空隙；第二区接续第一区的终点至5：2（2.82天文单位）的共振空隙；第三区由第二区的外侧一直到2：1（3.28天文单位）的共振空隙。<ref>{{cite journal

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主带也明显的被分成内外二区带，内区带由靠近火星的的区域一直到3：1（2.5&nbsp;天文单位）共振的空隙，外区带一直延伸到接近木星轨道的附近。（也有些人以2：1共振空隙做为内外区带的分界，或是分成内、中、外三区。）

测量主带中巨大小行星的自转周期显示有一个下限存在，直径大于100米的小行星，自转周期都超过2.2小时。虽然，一个结实的物体可以用更高的速率自转，但当小行星的自转周期快过这个数值时，表面的离心力便会大于重力，因此表面所有的松散物质都会被拋离。这也建议直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦礫堆中形成的。<ref>{{cite web

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}}</ref>

小行星带高密度的天体分布，使得彼此间的碰撞频繁（天文学的时间尺度）。在主带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。<ref name="backman_report">{{cite web

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}}</ref>碰撞会产生许多小行星的碎片（导致新的[[小行星族]]产生），并且一些碰撞的殘骸可能会在进入地球的大气层后成为[[陨石]]。<ref>{{cite web

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}}</ref>当以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去40亿年的岁月中，还有一些小行星带的成员仍保持著原始的特征。

除了小行星的主体之外，主带中也包含了半径只有数百[[微米]]的粉尘。这些細微的颗粒，至少有一部分，是来自小行星之间的碰撞，或是微小的陨石体对小行星的撞击。由于[[坡印廷—罗伯逊效应|坡印廷—罗伯逊拖曳]]，来自[[太阳辐射]]的压力会使这些粒子以螺旋的路径緩慢的朝向[[太阳]]移动。<ref name="apj392">{{cite journal

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这些細小的小行星微粒，和彗星拋出的物质，产生了[[黃道光]]。这种微弱的辉光可以太阳西沉后的暮光中，沿著黃道面的平面上观察到。产生黃道光的颗粒半径大约是40微米，而这种大小的颗粒可以维持的生命期通常是700,000年，因此必须有来自小行星带不断产生的颗粒。<ref name="apj392" />

== 家族和群组 ==

[[File:Asteroid proper elements i vs e.png|右|缩略图|300px|这张图描绘出已经编号的小行星轨道傾角（''i_p''）与离心率（''e_p''）显示出一些小行星的族群。]]

在主带的小行星大约有三分之一属于不同家族的成员。同一家族的小行星来自同一个母体的碎片，共享著相似的[[轨道要素]]，像是[[半长轴]]、[[离心率]]、[[轨道傾角]]，还有相似的光谱。由这些轨道元素的图型显示，在主带中的小行星集中成几个家族，大约有20–30个集团可以确定是[[小行星族]]，并且可能有共同的起源。还有一些可能是，但还不是很确定的。小行星族可以藉由光谱的特征来进行辨认。<ref>{{cite conference

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}}</ref>较小的小行星集团称为组或群。

在主带内著名的小行星族（依半长轴排序）有[[花神星族]]、[[司法星族]]、[[鴉女星族]], [[曙神星族]]、和[[司理星族]]。<ref name="lang2003" />最大的小行星族是以[[灶神星]]为主的[[灶神星族]]（[[穀神星]]是属于[[Gefion族]]的闖入者），它可能是由形成[[灶神星]]上陨石坑的撞击造成的，且[[HED陨石]]也可能是在这次撞击中形成的<ref>{{cite journal

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在主带内也被找到三条明显的尘埃带，他们与[[曙神星]]、[[鴉女星]]、[[司理星]]有相似的轨道傾角，所以可能也属于这些家族。<ref>{{cite journal

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=== 边缘 ===

在小行星带的内缘（距离在1.78和2.0天文单位之间，平均半长轴1.9天文单位）有[[小行星434|匈牙利族]]的小行星。他们以[[小行星434|小行星匈牙利]]为主，至少包含52颗知名的小行星。匈牙利族的轨道都有高傾角，并被4：1的[[柯克伍德空隙]]与主带分隔开来。有些成员属于穿越火星轨道的小行星，并且可能是因为火星的扰动才使这个家族的成员減少。<ref>{{cite journal

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另一个在小行星主带外缘的高傾角家族是[[小行星25|福后星族]]，轨道在距离太阳2.25到2.5天文单位之间。主要由[[小行星#小行星的构成|S-型]]的小行星组成，在靠近[[匈牙利族小行星|匈牙利族]]的附近有一些[[小行星#小行星的构成|E-型]]的小行星。<ref>{{cite journal

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最大家族之一的[[花神星族]]已知的成员超过800颗，可能是在十亿年前的撞击后形成的，<ref>{{cite web

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}}</ref>主要分布在主带的内侧边缘。

在主带的外缘有[[小行星65|原神星族]]的小行星，轨道介于3.3至3.5天文单位之间，与木星有7：4的轨道共振。[[小行星153|希尔达族]]的轨道介于3.5和4.2天文单位之间，与木星有3：2的轨道共振。相对来说，在4.2天文单位之外，直到与木星共轨的[[特洛伊小行星]]之间仍有少量的小行星。

证据显示新的小行星族仍在形成中（以天文学的时间尺度），[[小行星832|Karin Cluster]]显然是在570万年前在一颗直径约16公里的母体小行星碰撞后产生的。<ref>{{cite news

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}}</ref>[[小行星490|Veritas族]]是在830万年前形成的，证据则来自沉积在[[海洋]]被复原的行星际尘埃。<ref>{{cite news

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在更久远的过去，[[小行星1270|曼陀罗族]]诞生在450,000年前主带中的碰撞，但年齡的估计只是根据可能成员现在的轨道元素，而不是所有的物理特征。不过，这一群可以做为黃道带尘埃的一个材料来源。<ref>{{cite journal

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}}</ref>其他最近形成的群还有[[小行星4652|伊安尼尼群]]（大约在150万年前后），可以提供小行星带内尘埃的另一个来源。<ref>{{cite journal

== 探测 ==

[[File:Dawn Flight Configuration 2.jpg|右|缩略图|320px|艺术家的概念下，曙光号太空船和[[灶神星]]（图左）与[[穀神星]]（图右）。[[美国国家航空暨太空总署]]图片。]]

[[先锋10号]]在1972年7月16日成为进入小行星带的第一艘太空船，当时仍有许多不可預期的危险，像是小行星的碎片，威胁到太空船的安全。在此以后的[[先驱者11号|先锋11号]]、[[航海家1号]]和[[航海家2号|2号]]、[[伽利略号]]、[[卡西尼-惠更斯号|卡西尼号]]、[[会合-舒梅克号|尼尔]]、[[尤利西斯号探测器|尤利西斯号]]和[[新地平线号]]都沒有发生意外，平安地穿越过小行星带。由于小行星带物质的低密度，估计与探测器发生碰撞的机率低于十亿分之一。<ref>{{cite news

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只有尼尔和[[隼鸟号|隼鸟任务]]曾经具体致力于小行星的研究，而且都是对[[近地小行星]]的研究。但是，[[黎明号|曙光任务]]将要研究主带内的[[灶神星]]和[[穀神星]]。如果太空船在研究过这两个巨大的小天体之后仍然可以使用，将会延长任务继续探测其他的小行星。<ref>{{cite web

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== 相关条目 ==

* [[虚构的小行星]]

* [[半人马小行星]]

* [[岩屑盘]]

== 参考资料 ==

== 延伸读物 ==

== 外部链接 ==

* Plots of [https://web.archive.org/web/20061019075233/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/propsynth/allae.gif eccentricity vs. semi-major axis] and [https://web.archive.org/web/20061019075227/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/propsynth/allai.gif inclination vs. semi-major axis] at Asteroid Dynamic Site

{{小天体}}

{{星环}}