学習目標

このセクションの終わりまでに、次のことができるようになります。

• 小惑星の発見の物語を概説し、その典型的な軌道を説明
• 小惑星の様々なタイプの組成と分類を説明
• いくつかの小惑星に宇宙船のミッションから学んだことを議論

小惑星センターは、小惑星に関するデータの世界的なリポジトリです。 私たちの太陽系の小さな体に関連する最新の発見について調べるためにオンラインでそれを訪問してください。 （このサイト上の資料の一部は技術的なものであることに注意してください; この教科書のレベルでの詳細については、”公開”のメニュータブをクリックすることをお勧めします。)

図1：太陽系の小惑星です。 このコンピュータで生成された図は、2006年に知られている小惑星の位置を示しています。 小惑星のサイズがスケールに描画された場合、小惑星を表すドットは表示されません。 ここでは、小惑星のドットが大きすぎて、あなたがそれにいた場合、小惑星帯がどのように混雑しているかの誤った印象を与えます。 小惑星帯の小惑星に加えて、太陽系内惑星系や木星の軌道に沿った小惑星（トロヤ群やギリシャ群など）もあり、巨大惑星の重力によって制御されていることに注意してください。それでも、私たちの太陽系の長い歴史の中で、小惑星自体の間でかなりの数の衝突がありました。 1918年、日本の天文学者平山清次は、いくつかの小惑星が類似の軌道特性を持つ家族、グループに分類されることを発見した。 彼は、それぞれの家族がより大きな天体の分裂、またはより可能性の高い2つの小惑星の衝突に起因している可能性があると仮定した。 様々な破片が衝突シーンを去った速度のわずかな違いは、与えられた家族の異なる小惑星のために今観察された軌道の小さな広がりを説明します。 数十のそのような家族が存在し、観察は、彼らが共通の親の断片であった場合、我々が期待するように、ほとんどの家族の個々のメンバーが同様の組成を有

小惑星の組成と分類

小惑星は黒と白と同じくらい異なっています。 大部分は非常に暗く、反射率は石炭の塊のようにわずか3〜4％です。 しかし、別の大きなグループは、15％の典型的な反射率を有する。 これらの違いとそれらが化学組成とどのように関連しているかについての詳細を理解するために、天文学者は小惑星から反射された光のスペクトルを調べて、それらの組成についての手がかりを得ます。

暗い小惑星は、暗い有機炭素化合物と混合したケイ酸塩で構成された原始的な体（太陽系の初めから化学的にほとんど変化していないもの）であるこ これらはc型小惑星（炭素質の「C」）として知られています。 最も大きな小惑星のうちの2つ、セレスとパラスは原始的であり、ベルトの外側の部分にあるほとんどすべての小惑星がそうである。

二番目に人口の多いグループはS型小惑星であり、”S”は石またはケイ酸塩組成を表します。 ここでは、暗い炭素化合物が欠落しており、その結果、より高い反射率とケイ酸塩鉱物のより明確なスペクトル署名が得られる。 S型小惑星も化学的に原始的であるが、それらの組成が異なることは、c型小惑星とは太陽系内の別の場所で形成された可能性があることを示している。

最初の二つのものよりもはるかに少ない第三のクラスの小惑星は、主に金属で構成されており、M型小惑星（金属のための”M”）と呼ばれています。 分光学的には金属の同定は困難であるが、少なくとも最大のM型小惑星であるPsycheについては、この同定はレーダーによって確認されている。 飛行機や船のような金属小惑星は、石のような物体よりもはるかに優れたレーダー反射器であるため、レーダービームを狙うと明るく見える。

そのような金属小惑星はどのようになったのですか？ 私たちは、それぞれが溶融した内部が沈降したり分化したりするのに十分な大きさの親体から来ており、重い金属が中心に沈んだと考えています。 この親の体が後の衝突で粉砕されたとき、コアからの破片は金属が豊富でした。 私たちが安全に地球に持って来ることができれば、近い将来に鉄や他の多くの産業金属を世界に供給するのに十分な金属が1キロメートルのM型小惑星

M型小惑星に加えて、いくつかの他の小惑星は、初期の加熱と分化の兆候を示しています。 これらは月と火星の火山平原のような玄武岩の表面を持っています。

小惑星の異なるクラスは、太陽からの異なる距離で発見されています（図2）。 小惑星の組成が太陽からの距離によってどのように変化するかを追跡することにより、それらが最初に形成された太陽星雲の特性のいくつかを再

ベスタ：分化した小惑星

ベスタは小惑星の中で最も興味深いものの一つです。 小惑星帯の内側で2.4AUの半長径で太陽を公転している。 ほぼ30％の比較的高い反射率は、あなたがちょうどどこを見て知っていれば、それは実際に肉眼で見えるように、それは最も明るい小惑星になります。 しかし、名声へのその本当の主張は、その表面が玄武岩で覆われていることであり、ベスタはその小さなサイズ（直径約500キロメートル）にもかかわらず、かつて

ベスタの表面からの隕石（図3）は、ベスタ自身のスペクトルと比較することによって同定され、地球に上陸し、研究室で直接研究することができま 私たちはこの小惑星について多くのことを知っています。 これらの隕石が由来する溶岩流の年代は、4.4から4で測定されています。太陽系が形成された直後の50億年。 この時代は、私達がベスタの火山に期待するかもしれないものと一致しています;どのようなプロセスがそのような小さな物体を加熱したとしても、おそらく激しく、短命でした。 2016年、トルコで隕石が落下し、軌道を周回するドーン宇宙船によって明らかにされたように、特定の溶岩流で同定することができました。

小惑星の接近

1995年の木星との出会いの途中で、ガリレオ宇宙船はGaspraとIdaと呼ばれる2つのメインベルトS型小惑星の近くを飛 ガリレオのカメラは、壊滅的な衝突からの断片にふさわしいように、長くて非常に不規則な（ボロボロのジャガイモに似ている）両方を明らかにした（図4）。

詳細な画像は、GaspraとIdaのクレーターを数え、それらの表面が衝突にさらされた時間の長さを推定することを可能にしました。 ガリレオの科学者たちは、これらの小惑星は約200万年前（すなわち、それらを形成した衝突は約200万年前に起こった）であると結論づけた。 計算によると、ガスプラまたはイダの大きさの小惑星は、今後10億年の間に別の壊滅的な衝突を予想することができ、その時点で別の世代のまだ小さい破片を形成するために破壊されることが示唆されています。

Idaのガリレオフライバイの最大の驚きは、小惑星の周りの軌道上に月（当時はDactylと命名された）が発見されたことでした（図5）。 ただ1つだけですが。多くの大学のキャンパスよりも小さい直径5キロ、Dactylは、ケプラーの法則を使用してIdaの質量と密度の測定—そうでなければ彼らの手の届かない何かを科学者に提供します。 月の距離は約100km、軌道周期は約24時間で、Idaの密度は約2.5g/cm3であり、原始的な岩石の密度と一致していることを示しています。 その後、大型可視光望遠鏡と高性能惑星レーダーの両方が他の多くの小惑星衛星を発見し、小惑星の質量と密度に関する貴重なデータを蓄積することがで

ちなみに、火星の二つの小さな衛星であるPhobosとDeimosは、おそらく捕獲された小惑星です(図6)。 これらは1977年にViking orbitersによって最初に近距離で研究され、後にMars Global Surveyorによって研究されました。 どちらも不規則で、やや細長く、大きく作られており、他のより小さな小惑星に似ています。 彼らの最大の寸法は、それぞれ約26キロメートルと16キロメートルです。 木星と土星の小さな外側の衛星は、おそらく太陽系の歴史の初期に、小惑星を通過することからも捕獲されました。

1990年代から、宇宙船はさらにいくつかの小惑星を間近で見ることができました。 地球近傍小惑星ランデブー（NEAR）宇宙船は、S型小惑星エロスの周りを周回し、この小惑星の一時的な月になった。 エロスに向かう途中で、近くの宇宙船は、クレーターと衝突の理解の先駆者である惑星地質学者ユージーン-シューメーカーにちなんで改名されました。

1年間、ニア-シューメーカー宇宙船は様々な高度で小さな小惑星を周回し、その表面と内部の組成を測定し、すべての側面からエロスをマッピングしました（図7）。 データは、エロスが太陽系で最も化学的に原始的な材料のいくつかで作られていることを示しました。 他のいくつかの小惑星は、全体を通して緩く結合した瓦礫で作られているが、エロスではないことが明らかにされている。 その均一な密度（地球の地殻とほぼ同じ）と広範な地球規模の溝と尾根は、それが割れたが、固体の岩であることを示しています。

エロスは、低い標高に向かって滑り落ちたように見える緩い表面材料のかなりを持っています。 いくつかの場所では、表面の瓦礫層は100メートルの深さです。 緩やかな土壌の上部には、散在した半分に埋もれた岩が点在しています。 彼らはクレーターよりも多数であることをこれらの岩のように多くがあります。 もちろん、この小さな世界で非常に低い重力で、訪問宇宙飛行士はかなりゆっくりと彼女に向かって転がり緩い岩を見つけるだろうし、簡単に一つに ニア-シューメーカー宇宙船は着陸船として建設されなかったが、2000年の軌道ミッションの終わりに、表面に穏やかに落下することが許され、化学分析をさらに一週間続けた。

2003年、日本の”はやぶさ1″ミッションは、小さな小惑星を訪問しただけでなく、地球上の研究室で研究するためにサンプルを持ち帰った。 対象となるS型小惑星イトカワ(図8)は、エロスよりもはるかに小さく、長さはわずか約500mです。 この小惑星は細長く、ずっと前に二つの別々の小惑星の衝突の結果であるように見えます。 衝突クレーターはほとんどありませんが、表面には豊富な岩（瓦礫の山のような）があります。

はやぶさ宇宙船は、着陸するのではなく、小さなサンプルを収集するのに十分な長さの表面に触れるように設計されていました。 このトリッキーな操縦は、宇宙船が一時的にその側に転倒して、その最初の試みに失敗しました。 最終的には、コントローラは、表面材料のいくつかの粒子をピックアップし、戻りカプセルにそれらを転送することに成功しました。

2010年のオーストラリア上空の地球の大気圏への再突入は壮観でした(図9)。 数ヶ月の慎重な抽出と千以上の小さな塵粒子の研究は、イトカワの表面が原始的な隕石のよく知られているクラスに似た組成を持っていたことを確認しました。 「はやぶさ」が拾い上げた塵粒は、小惑星の表面に約800万年前から露出していたと推定されています。

最も野心的な小惑星宇宙ミッション（ドーンと呼ばれる）は、約一年（図10）のためにそれぞれ周回する二つの最大のメインベルト小惑星、セレスとベスタ それらの大きなサイズ（それぞれ約1000キロメートルと500キロメートルの直径）は、惑星や大きな衛星との比較に適しています。 どちらも重くクレーターされていることが判明し、それらの表面が古いことを示唆している。 ベスタでは、以前にこの小惑星から来ていると同定された玄武岩隕石を放出した大きな衝突クレーターを実際に見つけました。 これらのクレーターは非常に大きく、ベスタの地殻物質のいくつかの層をサンプリングしています。P>

セレスは巨大な衝突の匹敵する歴史を持っていないので、その表面は月の高地からのものに似たクレーターで覆われてい セレスの大きな驚きは、主に大きなクレーターの中央のピークに関連する非常に明るい白い斑点の存在です（図11）。 明るい色の鉱物は、これらのクレーターが形成されたときに生成されるか、その後内部から放出される塩の一種です。

用語集

小惑星: 主要な惑星よりも小さいが、それは大気や彗星に関連する活動の他のタイプの証拠を示していない太陽を周回する石や金属物体

小惑星帯：火星と