소행성은 대부분에서 발견된 광범위한 공간에 화성과 목성 사이에,지역의 태양광 시스템용 소 벨트입니다. 소행성은 너무 작아서 망원경 없이는 볼 수 없습니다; 그 중 첫 번째는 19 세기가 시작될 때까지 발견되지 않았습니다.

발견과 궤도의 소행성

1700 년대 후반에,많은 천문학자들이 사냥을 위한 추가적인 행성들이 생각해야에서 존재의 간극의 궤도 화성과 목성입니다. 시칠리아 천문학자 Giovanni Piazzi 그는 생각이 없는 행성에서 1801 를 발견했을 때 첫 번째 소행성(또는 그것은 나중에”이라는 작은 행성”)궤도에 2.8AU 습니다. 그가 세레스라는 이름을 가진 그의 발견은 비슷한 궤도에있는 다른 세 개의 작은 행성의 탐지에 빠르게 뒤 따랐다.

분명히 있었지 없 행성에 사는 화성과 목성이 아니라 전체 개체 그룹 각각보다 훨씬 작은 우리의 문입니다. (유사한 발견 역사는 외부 태양계에서 슬로우 모션으로 재생되었습니다. 명왕성이 발견되었습을 넘어 해왕성 1930 년에 처음이라는 행성,하지만 초기에 세기에,여러 가지 다른 비슷한 개체를 발견되었다. 우리는 이제 그들 모두를 난쟁이 행성이라고 부릅니다.)

1890 년까지이 작은 행성이나 소행성 중 300 개 이상이 날카로운 눈 관찰자에 의해 발견되었습니다. 그 해에,Max 늑대 하이 델베르크에서 도입된 천문 사진을 검색해 소행성게 찾을 가속화의 발견은 이러한 희미한다. 21 세기에 수색자는 컴퓨터 구동 전자 카메라,기술의 또 다른 도약을 사용합니다. 50 만 개가 넘는 소행성이 이제 잘 결정된 궤도를 가지고 있습니다.

소행성에는 숫자(발견 순서에 해당)와 때로는 이름이 지정됩니다. 원래 소행성의 이름은 그리스와 로마 신화에서 여신으로 선택되었습니다. 후에는 힘든 이들과는 다른 여성의 이름을(를 포함하여,나중에,그의 배우자,친구들,꽃,도시,그리고 다른 사람),천문학자들이 돌을의 이름을 동료들이(그리고 다른 사람의 구분)들고 싶다고 명예가 있습니다. 예를 들어,소행성 2410,4859 및 68448 은이 교과서의 3 명의 원저자를 위해 Morrison,Fraknoi 및 Sidneywolff 로 명명됩니다.

가장 큰 소행성은 직경이 1000 킬로미터 미만인 세레스(1 번)입니다. 우리가 보았 듯이,세레스는 그것이 발견되었을 때 행성으로 여겨졌지만 나중에 소행성이라고 불 렸습니다(많은 사람들 중 첫 번째.)이제 다시 재 분류되었으며 명왕성과 같은 난쟁이 행성 중 하나로 간주됩니다(달,반지 및 명왕성에 관한 장 참조). 그러나 우리는 세레스를 소행성 중 가장 큰 것으로 논의하는 것이 여전히 편리하다고 생각합니다. 다른 두 개의 소행성 인 팔라스와 베스타는 직경이 약 500 킬로미터이고 약 15 개가 250 킬로미터보다 큽니다(표 1 참조). 소행성의 수는 크기가 감소함에 따라 빠르게 증가합니다; 가로 질러 100 킬로미터가있는 것보다 가로 질러 10 킬로미터의 물체가 약 100 배 더 많습니다. 2016 년까지 천문학 자들에 의해 거의 백만 개의 소행성이 발견되었습니다.

소행성은 모든 회전에 대한 태양 같은 방향으로 행성,그리고 대부분의 그들의 궤도 거짓말 근처에는 지구와 다른 행성이다. 대부분의 소행성은 아니라,지역 사는 화성과 목성을 포함하는 모든 소행성을 가진 궤도의 기간 사이에서 3.3 6 년 동안(그림 1). 지만의 75%이상 알려진 소행성에 있는 벨트,그들은하지 않은 간격(그들은 때때로 묘사된 공상 과학 소설에서 영화). 벨트의 부피는 실제로 매우 크며 물체 사이의 전형적인 간격(크기가 1 킬로미터 아래로)은 수백만 킬로미터입니다. (이 행운이었을 위한 우주선이 같은 갈릴레오 갈릴레,Cassini,로제타,새로운 지평을 필요로하는 여행을 통해성 없이 충돌이 발생합니다.)

그림 1:태양계의 소행성이 그려져 있습니다. 이 컴퓨터 생성 다이어그램은 2006 년에 알려진 소행성의 위치를 보여줍니다. 소행성 크기가 규모로 그려지면 소행성을 나타내는 점 중 어느 것도 보이지 않을 것입니다. 여기서 소행성 점들은 너무 커서 소행성 벨트가 당신이 그 안에 있다면 얼마나 붐비는 지에 대한 잘못된 인상을줍니다. 참고하는 이외에는 사람들에게 아니라,거기에 또한 소 내부에 태양광 시스템을 따르는 일부 목성의 궤도(와 같은 트로이 목마 및 그리스는 그룹)에 의하여 통제되는 거대한 행성의 중력이다.

아직도 우리 태양계의 오랜 역사를 통해 소행성 자체 사이에 좋은 수의 충돌이있었습니다. 1918 년,일본의 천문학자 Kiyotsugu 히라야마는 일부 소행성을 가을 가족으로,그룹과 비슷한 궤도 특성이 있습니다. 그는 각 가족이 더 큰 몸의 해체로 인한 것일 수도 있고 두 소행성의 충돌로 인한 것일 수도 있다고 가설을 세웠다. 약간의 차이에서 속도와는 다양한 파편이 왼쪽에 충돌 현장 계정에 대한 작은 확산에서 궤도 지금에 관한 다른 소행성에서 가족입니다. 수은 가족들이 존재하고,관찰과는 회원 개개인의 대부분 가족 비슷한 작품으로,우리는 우리 것이라 기대하는 경우 그들은 조각의 일반적이 부모입니다.

구성 및 분류

소행성은 흑백만큼 다릅니다. 대다수는 석탄 덩어리처럼 반사율이 3~4%에 불과하여 매우 어둡습니다. 그러나 또 다른 큰 그룹은 15%의 전형적인 반사율을 가지고 있습니다. 에 대한 자세한 내용을 이해하려면 이러한 차이들이 어떻게 연관되어 있는지 화학 성분,천문학 연구에의 스펙트럼에서 반사되는 빛에 대한 소행성에 대한 단서 자신의 구성.

진행하는 공개에서는 스펙트럼을 연구할 기본 기관(그 변경된 작은 화학적으로 시작 이후의 태양전지 시스템)의 구성 규산염과 혼합된 어두운,유기 탄소 화합물입니다. 이들은 c 형 소행성(탄소 성의 경우”C”)으로 알려져 있습니다. 가장 큰 소행성 중 두 개인 세레스와 팔라스는 벨트의 바깥 부분에있는 거의 모든 소행성과 마찬가지로 원시적입니다.

두 번째로 인구가 많은 그룹은”S”가 돌 또는 규산염 조성을 나타내는 s 형 소행성입니다. 여기서 어두운 탄소 화합물이 없어져 규산염 광물의 반사율이 높아지고 스펙트럼 시그니처가 명확 해집니다. S-형 소행성은 또한 화학적으로 원시적이지만,자신의 다른 구성을 나타내는 그들은 아마에서 형성된 다른 위치에서 태양광 시스템에서는 C-형 영화를 만날 것입니다…

소행성의 세 번째 클래스,훨씬 적은 수많은 이들의 처음 두 가지로 구성되어 주로 금속이라고 M-type 행(“M”금속)입니다. 분광학 적으로 금속의 식별은 어렵지만 적어도 가장 큰 M 형 소행성 인 Psyche 의 경우이 식별은 레이더에 의해 확인되었습니다. 이후 금속 소행성처럼,비행기 또는 선박은 훨씬 더 좋은 레이더의 반사체보다는 돌체 정신이 나타나면,우리는 레이더에서 빔니다.

그런 금속 소행성은 어떻게 생겼습니까? 우리가 의심되는 각각의에서 나온 부모의 몸에 충분히 큰에 대한 녹음을 해결하기 위하여 또는 차별화,그리고 무거운 금속 몰 센터도 있습니다. 이 부모 몸체가 나중에 충돌로 부서 졌을 때,코어의 파편은 금속이 풍부했습니다. 이 충분한 금속에서도 1 킬로미터 M-형 소행성을 공급하는 세계 철 및 다른 많은 산업 금속이 가까운 장래를 위해,우리가 할 수 있는 경우에 한 안전하게 지구입니다.

M 형 소행성 외에도 몇 가지 다른 소행성이 초기 가열 및 분화의 징후를 보여줍니다. 이들은 현무암 표면 다음과 같은 화산의 평야는 달 및 화성에 큰 소행성 Vesta(에서 논의 순간)에서 이 마지막 카테고리입니다.소행성의 다른 부류는 태양으로부터 다른 거리에서 발견된다(그림 2). 추적하여 어떻게 소행성 작곡으로 변화한 거리에,우리는 재구성 할 수 있습니다 몇몇을의 특성을 태양에서 새로운 그들은 원래 형성된다.

그림 2 로 표시됩니다: 다른 유형의 소행성이 발견되는 곳. 다른 조성의 소행성은 태양으로부터 다른 거리에 분포한다. S 타입과 C 타입은 모두 원시적이며,M 타입은 차별화 된 부모 바디의 코어로 구성됩니다.

베스타:차별화 된 소행성

그림 3:Piece Of Vesta 를 읽습니다. 이 운석(우주에서 떨어진 암석)은 소행성 베스타의 지각에서 화산 조각으로 확인되었습니다. (credit:R.Kempton(New England Meteoritical Services)의 작업 수정)

Vesta 는 소행성 중 가장 흥미로운 것 중 하나입니다. 그것은 소행성 벨트의 안쪽 부분에 2.4AU 의 반 주요 축으로 태양을 공전합니다. 상대적으로 높은 반사율은 거의 30%밝은 소행성,너무 밝은 그것이 실제로 볼 수 있는 육안을 알고 있으면 어디서 볼 수 있습니다. 그러나 그것의 실제 명성 주장하는 그것의 표면에 덮여 현무암을 나타내는,베스타는 차별화된 개체는 일단되는 화산 활동에도 불구하고,그것의 작은 크기(약 500 킬로미터에서는 직경).

운석에서 베스타의 표면(그림 3),식별 비교하여 자신의 스펙트럼으로는 베스타의 자체 지구에 착륙하고 사용할 수 있에 대한 직접적인 실험실에서 연구. 따라서 우리는이 소행성에 대해 많은 것을 알고 있습니다. 이 운석이 파생 된 용암 흐름의 나이는 4.4 에서 4 로 측정되었습니다.50 억년,태양계 형성 직후. 이 시대는 일관성과 우리가 무엇을 기대할 수 있습에 대한 화산에서 베스타,어떤 프로세스 가열된 이러한 작은 물체에 아마이었다 강렬하고 단 살았습니다. 2016 년에 궤도를 도는 새벽 우주선에 의해 밝혀진 것처럼 특정 용암의 흐름으로 식별 될 수있는 운석이 터키에 떨어졌습니다.

행 가까

방법에 대해 1995 년 발생할 목성,갈릴레오 갈릴레 우주선이었 대상으로 비행하는 가까운 두 개의 주요-벨트 S-유행이라고 Gaspra 및 이다. 갈릴레오 카메라고 밝혔 모두 길이와 높은 불규칙(닮은 폭행된 감자),로 걸맞게 조각에서 치명적인 충돌은(그림 4).

그림 4:Mathilde,Gaspra 및 Ida. 우주선 flybys 에서 촬영 한 처음 세 개의 소행성은 같은 규모로 인쇄되었습니다. Gaspra 와 Ida 는 S 형이며 갈릴레오 우주선에 의해 조사되었다;Mathilde 는 C 형이며 가까운 슈 메이커 우주선의 저공 비행 대상이었다. (credit:NEAR Project,Galileo Project,NASA 의 작업 수정)

자세한 이미지를 통해 Gaspra 와 Ida 의 크레이터를 계산하고 표면이 충돌에 노출 된 시간을 추정 할 수있었습니다. 갈릴레오 갈릴레 과학자들은 결론을 그 이행은 약 200 백만 년(즉,충돌을 형성하는 그 장소에 대한 200 억 년 전에). 계산 제안 소행성이 크기의 Gaspra 또는 Ida 기대할 수 있는 다른 치명적인 충돌을 언젠가 다음에 억 년에는 시간이 될 것이 중단된 형태의 또 다른 세대에 여전히 작은 조각이 있습니다.

가장 큰의 놀라움은 갈릴레오 갈릴레의 저공 Ida 의 발견이었다 달(는 그런 다음 이라는 격),에서 궤도에 대한 소성(Figure5). 단지 1 이지만.5 킬로미터에서는 직경,작은 보다 많은 대학 캠퍼스,격 제공한 과학자들은 뭔가가 그렇지 않으면 그들의 손길이 닿지 않는 곳에—의 측정은 질량 및 밀도의 Ida 를 사용하여 케플러의 법이 있습니다. 달의 약 100 킬로미터의 거리와 약 24 시간의 궤도 기간은 Ida 가 원시 암석의 밀도와 일치하는 약 2.5g/cm3 의 밀도를 가지고 있음을 나타냅니다. 이어서,모두 큰 볼 수 빛 망원경과 고성능 레이더 행성을 발견했 다른 많은 소행성을 달고,그래서 우리는 우리가 축적 가치있는 데이터에서 소행성 질량 및 밀도를 구현합니다.

그림 5:Ida 및 Dactyl. 소행성 Ida 와 그 작은 달 Dactyl(그것의 오른쪽에 떨어져있는 작은 몸)은 1993 년 갈릴레오 우주선에 의해 촬영되었다. 불규칙 모양의 아이다(Ida)는 가장 긴 차원에서 56 킬로미터이고,닥틸은 가로 질러 약 1.5 킬로미터이다. 이 이미지에서 색상이 강화되었습니다;눈에는 모든 소행성이 기본적으로 회색으로 보입니다. (credit:NASA/JPL 의 작업 수정)

그런데 화성의 두 작은 위성 인 Phobos 와 Deimos 는 아마도 소행성을 포착했을 것입니다(그림 6). 그들은 1977 년 바이킹 인공 위성과 나중에 화성 글로벌 측량사에 의해 가까운 거리에서 처음 연구되었습니다. 둘 다 불규칙하고 다소 길며 무겁게 만들어져 다른 작은 소행성과 닮았습니다. 그들의 가장 큰 치수는 각각 약 26 킬로미터와 16 킬로미터입니다. 목성과 토성의 작은 외부 위성은 아마도 태양계의 역사 초기에 아마도 지나가는 소행성에서 포착되었을 것입니다.

그림 6:화성의 달을 보여줍니다. 화성의 두 개의 작은 위성 인(a)Phobos 와(b)Deimos 는 1877 년 미국의 천문학 자 Asaph Hall 에 의해 발견되었습니다. 그들의 표면 재료는 유사한 많은행에서는 외부성,주도 천문학자들은 믿고 두 달을 캡처 할 수있다 놓습니다. (신용:의 수정 작업에 의해 NASA,신용 b:변의 작동에 의해 NASA/JPL-Caltech/애리조나 대학의)

1990 년대부터,우주선이 제공되는 가까이에서 보이는 여러 가지를 더 소행성. Near Earth Asteroid Rendezvous(NEAR)우주선은 S 형 소행성 Eros 주변의 궤도에 진입하여이 소행성의 임시 달이되었습니다. 에 그것의 방법을 Eros,근처에는 우주선이었 이름을 변경한 후에 행성의 지질학자 유진 구두 수선공이 개척자에서 우리의 이해의 분화구와 영향을 미치고 있습니다.

한,근처 화공 우주선의 모든 작은 소행성에서,다양한 고도의 측정 표면 및 내부 구성 뿐만 아니라 매핑 에로스의 모든 측면에서는(그림 7). 이 데이터는 에로스가 태양계에서 가장 화학적으로 원시적 인 물질 중 일부로 만들어 졌음을 보여주었습니다. 몇몇 다른 소행성은 전체적으로 느슨하게 묶인 잔해로 만들어진 것으로 밝혀졌지만 에로스는 아닙니다. 의 균일도(동일에 대해의 지각)및 광범위한 글로벌 규모의 그루브와 능선을 보여주는 금이나 솔리드 록 등이 있습니다.

그림 7:에로스의 북극을 내려다 본다. 이 견해는 200 킬로미터의 고도에서 찍은 소행성의 6 개의 이미지로 구성되었습니다. 대구 상단에서 지명되었다 프시케(후 처녀들이었는 에로스’애인에서는 고전적인 신화)에 대 5.3km 넓습니다. 안장 모양의 영역은 그 바로 아래에서 볼 수 있습니다. 다양한 크기의 크레이터가 보입니다. (credit:NASA/JHUPL 의 작업 수정)

Eros 는 낮은 고도쪽으로 미끄러 져 내려간 것처럼 보이는 느슨한 표면 재료를 잘 가지고 있습니다. 어떤 곳에서는 표면 잔해 층이 100 미터 깊이입니다. 느슨한 토양의 꼭대기에는 흩어져있는 반쯤 묻혀있는 바위가 점재되어 있습니다. 이 바위들이 너무 많아서 분화구보다 더 많습니다. 물론,중력 때문에 낮은 이 작은 세계,방문 우주 비행을 찾을 것이라는 느슨한 돌을 압연으로 그녀의 예쁜 천천히 쉽게 도약 높은 충분에 의해 타격을 받고 피하기 위해 중 하나. 하지만 가까 구두는 우주선이었지로 구성 착륙선의 끝에서,그 궤도 선교 2000 년에,그것은 허용되었을 부드럽게 떨어지면,그것은 계속해서 화학적 분석을 위한 또 다른 주입니다.

2003 년 일본의 하야부사 1 임무는 작은 소행성을 방문했을뿐만 아니라 지구상의 실험실에서 연구 할 샘플을 다시 가져 왔습니다. 대상 s 형 소행성 인 이토 카와(그림 8 에 표시)는 에로스보다 훨씬 작으며 길이는 약 500 미터에 불과합니다. 이 소행성은 길쭉하고 오래 전에 두 개의 분리 된 소행성이 충돌 한 결과 인 것으로 보인다. 충격 크레이터는 거의 없지만 표면에 바위(잔해 더미와 같은)가 풍부합니다.

그림 8:소행성 이토 카와. 소행성 이토 카와의 표면에는 분화구가없는 것으로 보인다. 천문학은 가설을 세웠다는 그것의 표면의 구성은 바위와 아이스 덩어리들이 함께 작은 금액으로 중력,그리고 그 내부는 아마도 비슷한 잔해 더미입니다. (신용:JAXA)

Hayabusa 우주선도록 설계되었하지 않은 땅,그러나를 터치하면 단지 충분히 수집하는 작은 샘플입니다. 이 까다로운 기동은 우주선이 잠시 옆으로 넘어지면서 첫 번째 시도에서 실패했습니다. 결국 컨트롤러는 표면 재료의 몇 곡물을 집어 들고 리턴 캡슐로 옮기는 데 성공했습니다.

그림 9:하야부사 반환. 이 극적인 이미지는 하야부사 탐사선이 재진입시 깨지는 것을 보여줍니다. 주요 우주선과 분리되어 표면으로 낙하산 된 리턴 캡슐은 오른쪽 하단에 빛납니다. (신용:의 수정 작업에 의해 NASA Ames/Jesse 목수/그렉 Merkes)

2010 년으로 재입국 지구의 분위기를 통해 호주었다 화려한다(그림 9),불 같은 이별의 우주선하는 동안,작은 반환 캡슐 성공적으로 강하다. 개월주의 추출 및 연구의 천 명 이상의 작은 먼지 입자를 확인하는 표면의 Itokawa 했 소재와 비슷한 잘 알려진 클래스의 원시려준다. 우리는 하야부사가 집어 넣은 먼지 알갱이가 약 800 만 년 동안 소행성 표면에 노출되었다고 추정합니다.

가 야심찬 소행성간 임무(이라고 새벽)에 방문하는 두 개의 큰 주 벨트 소스와 베스타 궤도를 돌고,각각에 대한(그림 10). 그들의 큰 크기(각각 약 1000 킬로미터와 500 킬로미터의 직경)는 행성과 큰 달과의 비교에 적합하게 만듭니다. 둘 다 심하게 크레이터 링 된 것으로 밝혀졌으며 표면이 오래되었음을 암시합니다. 에 베스타,우리는 이제 실제 위치한 큰 영향 분화구는 배출된 현무암 운전으로 확인에서 나오는 이 소행성. 이 분화구는 너무 커서 베스타의 갑각 재료의 여러 층을 샘플링합니다.

그림 10:베스타와 세레스. NASA Dawn 우주선은 큰 소행성(a)Vesta 와(b)Ceres 의 이미지를 찍었습니다. (a)베스타는 세레스(왜성 행성으로 간주 됨)와 같이 둥글지 않다는 점에 유의하십시오. 후지산의 두 배 높이의 산입니다. 지구상의 에베레스트는 베스타 이미지의 맨 아래에서 볼 수 있습니다. (b)세레스의 이미지는 구성의 차이를 이끌어 내기 위해 색상이 과장되어 있습니다. 이미지의 중심 근처에있는 Occator crater 에서 흰색 기능을 볼 수 있습니다. (신용 a,b: 의 수정 작업에 의해 NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres 하지 않았습니다 비교 역사의 거대한 영향,그래서 그것의 표면은 커버로 분화구상에서 그들이 달릴 수 있습니다. 세레스의 큰 놀라움은 주로 큰 분화구의 중앙 봉우리와 관련된 매우 밝은 흰색 반점의 존재입니다(그림 11). 밝은 색의 광물은이 크레이터가 형성되었을 때 생성되거나 이후에 내부에서 방출되는 일종의 소금입니다.

그림 11:Ceres 의 더 큰 분화구의 흰 반점. 이러한 밝은 특징을 나타나 소금 예금에스 분화구라고 Occator 는 92 개의 킬로미터입니다. (신용:의 수정 작업에 의해 NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

용어집

소행성: 석 또는 금속 물체의 궤도 태양을 보다 작은 중요한 행성만을 보여주는 증거가 없는 분위기 또는 다른 유형의 활동과 관련된 혜성

성:지역에 태양계의 궤도 사는 화성과 목성에서는 가장 소행성은 위치,주요 벨트는 궤도는 일반적으로 가장 안정적 확장에서 2.2 3.3AU 태양으로부터