星辰大海之旅（45）小行星帶

小行星帶

宇宙飛船訪問更遙遠的星球，需要穿越小行星帶，慶幸的是，還沒有出過意外。小行星帶（Asteroid belt）是太陽系內介於火星和木星軌道之間的小行星密集區域，已經被編號的有12，0437顆小行星，98.5%的小行星都在此處被發現。由於小行星帶是小行星最密集的區域，估計為數多達50萬顆，這個區域因此被稱為主帶。距離太陽約2.17-3.64天文單位的空間區域內，聚集了大約50萬顆以上的小行星，形成了小行星帶。這麼多小行星能夠被凝聚在小行星帶中，除了太陽的引力作用以外，木星的引力起著更大的作用。

發現者：西西里、皮亞齊(穀神星)；

發現時間1801年(穀神星)。

距太陽距離：2.17-3.64天文單位。

發現第一顆小行星穀神星的皮亞齊

一、簡介

小行星帶由原始太陽星雲中的一群星子形成。但因為木星的重力影響，阻礙了這些星子形成行星，造成許多星子相互碰撞，並形成許多殘骸和碎片。小行星帶內最大的三顆小行星分別是智神星、婚神星和灶神星，平均直徑都超過400 公里；在主帶中僅有一顆矮行星-穀神星，直徑約為950公里；其餘的小行星都較小，有些甚至只有塵埃大小。小行星帶的物質非常稀薄，已經有好幾艘太空船安全通過而未曾發生意外。在主帶內的小行星依照它們的光譜和主要形式分成三類：碳質、硅酸鹽和金屬。另外，小行星之間的碰撞可能形成擁有相似軌道特徵和成色的小行星族，這些碰撞也是產生黃道光的塵土的主要來源。

婚神星

智神星

二、探索歷史

1、理論預言

1766年德國天文學家提丟斯(J.Titius)偶然發現一個數列：(n+4)/10，可相當準確地給出各顆大行星與太陽的實際距離，起初未引起注意，後柏林天文臺臺長波德(J.Bode)得知後將它發表，乃為天文界所知。在1781年發現天王星之後，進一步證實公式有效，波德於是提出在火星和木星軌道之間也許還有一顆行星。

提丟斯

2、觀測發現

1801年，西西里和皮亞齊(G.Plazzi)在天文觀測中偶然發2.77 AU處有個小天體，即把它命名為穀神星(Ceres)。

1802年，天文學家奧伯斯(H.Olbere)在同一區域內又發現另一小行星智神星(Pallas)。到了1807年，在相同的區域內又增加了第三顆婚神星和第四顆灶神星。由於這些天體的外觀類似恆星，威廉·赫歇爾就命名為asteroid，中文則譯為小行星。

第五顆小行星義神星一直到1845年才發現。緊接著，新小行星發現的速度急速增加，到了1868年中發現的小行星已經有100顆，而在1891年馬克斯·沃夫引進了天文攝影，更加速了小行星的發現。1923年，小行星的數量是1000顆，1951年到達10000顆，1982年更高達10，0000顆。現代的小行星巡天系統使用自動化設備使小行星的數量持續增加。

馬克斯·沃夫

婚神星2

智神星2

3、計算證實

1866年，丹尼爾·柯克伍德宣佈由太陽算起，在某些距離上是沒有小行星存在的空白區域，而在這些區域上繞太陽公轉的軌道週期與木星的公轉週期有簡單的整數比。他認為是木星的攝動導致小行星從這些軌道上被移除

在1918年，日本天文學家平山清次注意到小行星帶上一些小行星的軌道有相似的參數，由此形成了小行星族。到了1970年代，觀察小行星的顏色發展出了分類的系統，三種最常見的類型是C-型(碳質)、S-型(硅酸鹽)和M-型(金屬)

2006年，天文學家宣佈在小行星帶內發現了彗星的族群，而且推測這些彗星可能是地球上海洋中水的來源。

三、起源演化

越來越多的天文學家認為，小行星記載著太陽系行星形成初期的信息。因此，小行星的起源是研究太陽系起源問題中重要的和不可分割的一環。關於形成的原因，比較普遍的觀點是在太陽系形成初期，由於某種原因，在火星與木星之間的這個空擋地帶未能積聚形成一顆大行星，結果留下了大批的小行星。

四、特徵

（一）形態

科學家們發現，許多小行星表面崎嶇嶙峋，佈滿了大大小小的撞擊坑，表面上有許多大小不等的巨礫；和地球一樣，小行星上也有許多溝槽(即小行星表面上的脊與谷)，裂谷和裂縫(小行星表面上細小的開裂線)；而與地球上絕大多數溝槽和斷裂，裂縫的成因不同，它們是由劇烈的碰撞形成的。

（二）矮行星

穀神星(Ceres)是太陽系中最小的、也是位於小行星帶的矮行星。是小行星帶中最大的天體，直徑為(987±150)km，自轉週期9 小時 5 分。

（三）物理特徵

1、構造

小行星帶包含三種主要類型的小行星。

（1）在小行星帶的外緣，靠近木星軌道的，以富含碳值的C-型小行星為主，佔75%以上。與其它小行星相比，顏色偏紅而且反照率非常低。它們表面的組成與碳粒隕石相似，化學成分、光譜特徵都是太陽系早期的狀態，但缺少一些較輕與易揮發的物質(如冰)。

（2）靠近內側的部分，距離太陽2.5天文單位，以含硅的S-型小行星較為常見，光譜顯示其表面含有硅酸鹽與一些金屬，但碳質化合物的成分不明顯。相對C-型小行星來說，此類小行星有著高反射率。在小行星帶的整個族群中約佔17%。

（3）還有第三類的小行星，總數約佔10%的

2、星體運動

（1）自轉週期

直徑大於100米的小行星，自轉週期都超過2.2小時。雖然一個結實的物體可以用更高的速率自轉，但當小行星的自轉週期快過這個數值時，表面的離心力便會大於重力，因此表面所有的鬆散物質都會被拋離。這也說明直徑超過100米的小行星實際上是在碰撞後的瓦礫堆中形成的。

（2）公轉碰撞

小行星帶高密度的天體分佈使得彼此間的碰撞頻繁。在小行星帶中半徑為10公里的天體，平均每一千萬年就會發生一次碰撞。碰撞會產生許多小行星的碎片(導致新的小行星族產生)，而且一些碰撞的殘骸可能會在進入地球的大氣層併成為隕石。但當小行星以低速碰撞時，兩顆小行星可能會結合在一起。在過去的40億年中，還有一些小行星帶的成員仍保持著原始的特徵。

3、其它物質

除了小行星的主體之外，小行星帶中也包含了半徑只有數百微米的塵埃微粒。它們至少有一部分來自小行星之間的碰撞，或微小的隕石體對小行星的撞擊。這些細小微粒帶動彗星拋出的物質，產生了黃道光，這種微弱的輝光可以在太陽西沉後的暮光中，沿著黃道面的平面上觀察到。產生黃道光的顆粒半徑大約為40微米，而這種顆粒可以維持的生命期通常是70，0000年，因此必須有新產生的顆粒源源不斷地來自小行星帶。

黃道光2

黃道光2

黃道光2

五、家族和群組

1、家族。

小行星族是一些有相似的軌道要素（半長軸、扁率、軌道傾角）的小行星，族內的成員被認為是過去小行星碰撞所產生的碎片。

在主帶的小行星大約有三分之一屬於不同家族的成員。同一家族的小行星來自同一個母體的碎片，共享著相似的軌道元素（半長軸、離心率、軌道傾角），還有相似的光譜。在主帶中的小行星集中成幾個家族，大約有20–30個集團可以確定是小行星族，並且可能有共同的起源。小行星族可以藉由光譜的特徵來進行辨認。較小的小行星集團稱為組或群。

小行星族

星族

在主帶內著名的小行星族(依半長軸排序)有花神星族、司法星族、鴉女星族

在主帶內也被找到三條明顯的塵埃帶，他們與曙神星、鴉女星、司理星有相似的軌道傾角，所以可能也屬於這些家族。

鴉女星族

HED隕石

2、邊緣

在小行星帶的內緣(距離在1.78和2.0天文單位之間，平均半長軸1.9天文單位)有匈牙利族的小行星。至少包含52顆知名的小行星。軌道都有高傾角，並被4:1的

丹尼爾•柯克伍德

柯克伍德空隙

另一個在小行星主帶外緣的高傾角家族是福後星族，軌道在距離太陽2.25到2.5天文單位之間。主要由S-型的小行星組成，在靠近匈牙利族的附近有一些E-型的小行星。

最大家族之一的花神星族已知的成員超過800顆，可能是在十億年前的撞擊後形成的，主要分佈在主帶的內側邊緣。

在主帶的外緣有原神星族的小行星，軌道介於3.3至3.5天文單位之間，與木星有7:4的軌道共振。希爾達族的軌道介於3.5和4.2天文單位之間，與木星有3:2的軌道共振。相對來說，在4.2天文單位之外，直到與木星共軌的特洛伊小行星之間仍有少量的小行星。

特洛伊小行星

特洛伊小行星2--2010 TK7直徑接近300米當前距離地球8000萬公里

希爾達族

3、新家族

證據顯示新的小行星族仍在形成中，Karin Cluster族顯然是在570萬年前在一顆直徑約16公里的母體小行星碰撞後產生的。 Veritas族是在830萬年前形成的，證據則來自沉積在海洋被複原的行星際塵埃。

在更久遠的過去，曼陀羅族誕生在4億5千萬年前主帶中的碰撞。這一群可以作為黃道帶塵埃的一個材料來源。 其他形成的群還有伊安尼尼群(大約在150萬年前後)，可以提供小行星帶內塵埃的另一個來源。

小行星帶家族成員位置示意圖

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小行星帶所擁有的質量僅為原始小行星帶的一小部分。電腦模擬顯示，小行星帶原始的質量可能與地球相當。但由於重力干擾，在幾百萬年的形成周期過程中，大部分的物質都被拋射出去，殘留下來的質量大概只有原來的千分之一。

小行星帶帶開始形成時，在距離太陽2.7AU的地區就已形成了一條溫度低於水的凝結點線(雪線)，在這條線之外形成的星子能夠累積冰。而在小行星帶生成的主帶彗星都在這條線之外，由此成為造成地球海洋的主要因素。

小行星依然會受到許多隨後過程的影響，如內部的熱化、撞擊造成的熔化、來自宇宙線和微流星體轟擊的太空風化。

主帶內側界線在與木星的軌道週期有4:1軌道共振處(2.06 AU處)，任何天體都會因為軌道不穩定而被拋射出去。

2019-3

太陽系

小行星Gaspra----伽利略號探測器拍攝

小行星Ida和它的衛星--伽利略號探測器拍攝

小行星Mathilde---近地小行星探測器拍攝

小行星帶圖片欣賞：

【註釋】

（1）星族：銀河系(以及任一河外星系)內大量天體的某種集合。這些天體在年齡、化學組成、空間分佈和運動特性等方面十分接近。

（2）黃道光：黃道光是一些不斷環繞太陽的塵埃微粒反射太陽的光而成。黃道光因行星際塵埃對太陽光的散射而在黃道面上形成的銀白色光錐，一般呈三角形，大致與黃道面對稱並朝太陽方向增強。總的講來黃道光很微弱，除在春季黃昏後或秋季黎明前在觀測條件較理想情況下才勉強可見外，一般不易見到。黃道光是存在行星際物質的證明。

（3）智神星(Pallas):：小行星序號是2，是人類繼穀神星(小行星帶中唯一的矮行星)後所發現的第一顆小行星。海因裡希·歐伯斯1802年3月28日發現。估計質量是小行星帶的7%。智神星是第三大的小行星，體積與灶神星相似，但是質量較低。智神星直徑為544千米，比灶神星稍大一些，質量卻比灶神星輕10–30%，所以智神星是

智神星3

智神星體積雖然甚大，但作為小行星帶中間的天體，它的軌道卻相當傾斜，而且偏心率較大。智神星有異常高的軌道傾角(高達34.8°)、高離心率，類似冥王星，所以太空船很難前往智神星拜訪。

智神星的表面似乎由硅酸鹽組成；表面光譜和密度類似於碳質球粒隕石。近年從測光的結果表明，智神星的自轉軸傾角接近60°(地球只有23.5°)，這代表智神星上不同地區的日照長度有強烈的季節性。透過掩星及測光方法，使天文學家能間接推測智神星的形狀。

（4）婚神星：處在火星跟木星的小行星帶之間，它在數千萬小行星裡面體積第四大，直徑240公里。 婚神星也稱3號小行星，也是小行星帶中最大的小行星之一，是由較重的石質組成的S-型小行星。它是德國天文學家卡爾·哈丁在1804年9月1日發現的。

婚神星是質量很大的小行星之一，質量約佔整個小行星帶的1.0%，在大小排序上也在前10名之內。它在S-型小行星中屈居第二，有異常的反射率。婚神星以順行自轉，自轉軸與黃道夾角達到51°。

光譜研究顯示婚神星表面含球粒隕石的成分，以及普通的石隕石中都有的含鐵的硅鹽酸，像是橄欖石和輝石等，可能是球粒隕石的來源。

紅外線影像揭露在表面可能有直徑達100千米的坑洞或是噴發形狀，應該是在地質學上年輕的衝擊結果。

曙光號和灶神星與穀神星

（5）穀神星：在2006年，被國際天文學聯合會將穀神星重新定義為矮行星，移除小行星之列。穀神星(Ceres)是太陽系中最小的、也是唯一位於小行星帶的矮行星。由意大利天文學家皮亞齊發現，並於1801年1月1日公佈。穀神星曾被認為是太陽系已知最大的小行星。穀神星很可能是一個分化型星球，具有岩石內核，地幔層包含大量冰水物質，現探測到星球表面有大量載水礦物質。初步推測水佔穀神星體積的40%。穀神星還能通過太陽能獲得能量，因為它距離太陽僅2.8個天文單位。穀神星位於火星和木星軌道間的小行星帶中，此前研究已確認其內部存在大量的冰。歐航局在《自然》雜誌上報告說，他們利用赫歇爾望遠鏡首次在穀神星上發現了水蒸氣，這些水蒸氣來自穀神星表面顏色較深的區域。科學家推測可能擁有液態水的海洋。

（6）【灶神星】：灶神星(4 Vesta)是第四顆被人類發現的小行星，也是小行星帶質量最高的天體之一，灶神星的直徑約為483公里，質量估計達到所有小行星帶天體的9%。同時，灶神星的表面比不少小行星光亮，成為唯一一顆可在地球上可以肉眼看到的小行星。扁圓球體，有大的凹陷和突出。灶神星是自轉(5.342小時)較快的小行星，方向是順行。灶神星被認為有以鐵鎳為主的金屬核心，外面包覆著以橄欖石為主的地幔和岩石的地殼。明顯的特徵是在鄰近南極點有一個巨大的，直徑460公里的雷亞希爾維亞盆地。灶神星上的盆地，被認為是巨大撞擊坑。還有幾個大的隕石坑，直徑約在150公里，深度7公里，也被觀察到。灶神星上的撞擊坑，多以維斯塔貞女命名。灶神星上的槽溝，以古羅馬的節日和祭典命名。。太陽系內許多種的小天體被認為是灶神星被撞擊後產生的碎片，灶神星族的小行星和HED隕石就是例子。

【灶神星族】：是一個龐大且顯赫的小行星家族，在主帶內側，靠近灶神星附近的V型小行星幾乎都是他的家族成員。主帶內6%的小行星屬於這個家族。這個家族的成員有灶神星

（7）馬克斯·沃夫(1863年6月21日-1932年10月3日)是德國天文學家，也是天文攝影的先驅。

（8）提丟斯(Titius, Johann Daniel)，是德國天文學家和維滕貝格的教授。計算出各大行星與太陽距離，計算出海王星、小行星帶。

（9）義神星(Astraea)：小行星序號為5，又稱第5號小行星，是太陽系較大的小行星之一，平均直徑119千米，是德國天文學家卡爾·路德維希·亨克在1845年12月8日發現的。義神星屬於S-型小行星，處於小行星帶主帶。義神星是顆頗大的小行星，它的反照率甚高，其成分可能是鎳-鐵與硅酸鎂及硅酸鐵的混合物。測光發現它是逆向自轉。義神星沒有太大的特色，然而它是自發現首四顆小行星38年後再發現的小行星，打破了當時認為太陽系只有四顆小行星的說法 。

（10）丹尼爾·柯克伍德(Daniel Kirkwood，1814年9月27日-1895年6月11日)，美國天文學家。

（11）主帶彗星：是在主要的小行星帶內的天體，但在部分的軌道上會呈現出彗星的活動和特徵。

主帶彗星

（12）S-型小行星：S-型小行星是由以硅質為主組成的，是在C-型小行星之後第二大的族群，大約有17%的小行星屬於這個族群。S-型是亮度中等(反照率0.10至0.22)，主要成分包括鐵、鎂和硅。它們主要分佈在主帶的內側，距離約2.2天文單位，在中心區距離約3天文單位處也很常見，但在外側就很罕見了。最大的一顆是司法星(最長處的寬度大約300公里)，接下來依序是婚神星、海後星、大力神星和虹神星。

曙光號和小行星帶

253 梅西爾德---一顆C-型小行星

（13）C-型小行星：是含碳的小行星，是最普通的小行星，約佔已知小行星的75%，在2.7天文單位之外的小行星帶所佔的比例更高，並且以這種小行星為主。C-型小行星在實際上的比例可能還要更高，因為除了D-型之外，C-型小行星更深入主帶外緣，並且比其他類型的小行星更為暗淡。

（14）花神星族：(Flora family)是小行星主帶中的一個很大的小行星族，光譜上屬於S-型小行星。:

（15）司法星(Eunomia)：是第15顆被人類發現的小行星，於1851年7月29日發現。司法星的直徑為330千米，質量為3.26×1019千克，公轉週期為1569.687天。

（16）鴉女星族：是在火星與木星軌道之間的小行星主帶內的一個家族。在大約20億年前的一次災難性撞擊下形成的，已知的最大成員直徑約為41公里。鴉女星族的群集沿著相似的軌道在空間中運行，大約已經發現了300顆的成員，但只有約20顆的直徑超過20公里。在1993年8月28日，伽利略號拜訪了其中的一顆成員243 艾女星。

鴉女星(Koronis)：鴉女星是人類發現的第158顆小行星。

（17）【曙神星族】曙神星族是主要的小行星家族之一，相信是在一次災難性撞擊後形成的一群小行星，並以221 曙神星為首來命名。軌道半長徑在2.99至3.03天文單位，離心率在0.01至0.13，軌道傾角在8°至12°，以知的成員約為480顆。

【曙神星】曙神星是第221顆被人類發現的小行星，位於火星和木星之間的小行星帶。

（18）司理星族：(Themis family)"是天文學專有名詞。來自中國天文學名詞審定委員會審定發佈的天文學專有名詞中文譯名，詞條譯名和中英文解釋數據版權由天文學名詞委所有。

（19）司理星(Themis)：即24 Themis，是被發現的第24顆小行星，在主帶小行星中是較大的一顆，它也是司理星族成員中最大的。它於1853年4月5日被 安尼巴萊·德·加斯帕里斯發現，司理星的直徑為198千米，質量為5.75×10千克，公轉週期為2022.524天。在2009年10月7日，使用NASA的紅外線望遠鏡證實這顆小行星的表面有水冰存在，它的表面完全被冰覆蓋住。當這些冰昇華之後，表面下的冰可能就會補充上來。在表面上還檢測到有機化合物，包括多環芳香烴、 CH2和CH3。

（20）HED 隕石：是三種無球粒隕石的總稱，它們分別是古銅鈣無粒隕石(Howardites)、鈣長輝長無粒隕石(Eucrites)、古銅無球隕石(Diogenites)。它們都被認為是來自小行星

（21）匈牙利族小行星：小行星434（匈牙利）是在主帶內側，相對來說是顆較小的小行星，它被歸類為E-型小行星（高反照率的小行星）。在4：1的柯克伍德空隙外側運行的小行星族以他為名，稱為匈牙利族小行星，位於主要小行星帶的核心。它是在1898年9月11日被馬克斯沃夫在海德堡大學發現的，並在1898年於布達佩斯舉行的天文學會議中命名為匈牙利。 它被認為與Eger和頑火無球隕石之間在發展上有關聯性。

（22）柯克伍德空隙：在小行星帶中有一系列被稱為柯克伍德空隙的地區，這些地區的軌道與木星的軌道成共振而不穩定，因此這裡的小行星很早就已經被排擠掉了。

（23）希爾達族(Hilda)：希爾達族(Hilda)是天文學家發現的第153顆小行星，是由天文學家約翰·帕利薩

（24）特洛依小行星：特洛依群小行星(Trojan asteroids)是與木星共用軌道，一起繞著太陽運行的一大群小行星。從固定在木星上的座標系統來看，他們是在所謂的拉格朗日點中穩定的兩個點，分別位於木星軌道前方(L4)和後方(L5)60度的位置上。迄2007年9月，已經確認的特洛伊小行星有2239顆，其中1192顆在L4點，1047顆在L5點。另外，還有6顆在海王星的軌道上，4顆在火星軌道上。最大的特洛伊小行星是(624)赫克特(Hektor)，測量得到長370公里，寬195公里。特洛伊小行星的軌道長半軸是介於5.05至5.40天文單位，並且在是在兩個拉格朗日點的一段弧形區域內。

（25）艾琳達家族是小行星的一族，軌道長半徑約在2.5AU，離心率則在0.4~0.65之間，因為在1918年被馬克斯·沃爾夫發現的第一顆命名為(887) 艾琳達而得名。

（26）柯克伍德空隙：在小行星帶中有一系列被稱為柯克伍德空隙的地區，這些地區的軌道與木星的軌道成共振而不穩定，因此這裡的小行星很早就已經被排擠掉了。舉例說，只有少數的小行星在軌道長半徑為2.5AU之處，相當於軌道週期3.95年，是木星軌道週期的三分之一，因此稱為1:3軌道共振。其它軌道共振的位置都在週期與木星成簡單數值比的位置上，這些微弱的共振只會導致小行星的離散。.這些空隙是丹尼爾·柯克伍德在1857年首先注意到的，他也正確的解釋了空隙是來自於木星的軌道共振。近年來，相對來說是少數的高離心率軌道小行星在這些空隙中被發現，例如艾琳達家族( Alinda family)和Griqua family。

小行星半長軸分佈圖主要用於描述在太陽附近小行星的範圍，它的價值在可以推斷小行星的軌道週期。就所有小行星的半長軸而論，在主帶會出現引人注目的空隙。

小行星帶內著名的柯克伍德空隙與木星的平均運動共振為3:1、5:2、7:3和2:1。也就是說，在3:1的柯克伍德空隙處的小行星在木星公轉一圈時，會繞太陽公轉三圈。在其他軌道共振較低的位置上，能找到的小行星也比鄰近的區域少。(例如8:3共振小行星的半長軸為2.71天文單位。)

柯克伍德空隙明顯的將小行星帶分割成三個區域：第一區是4:1(2.06天文單位)和3:1(2.5天文單位)的空隙；第二區接續第一區的終點至5:2(2.82天文單位)的共振空隙；第三區由第二區的外側一直到2:1(3.28天文單位)的共振空隙。

主帶也明顯的被分成內外二區帶，內區帶由靠近火星的的區域一直到3:1(2.5 天文單位)共振的空隙，外區帶一直延伸到接近木星軌道的附近。

（27）小行星帶起源演化主流觀點及解釋：

行星形成理論即太陽星雲假說認為，在太陽系形成初期，因吸積過程的碰撞普遍，造成小顆粒逐漸聚集形成更大的叢集，一旦聚集到足夠的質量(微星)，便能用重力吸引周圍的物質。這些星子就能穩定地累積質量成為岩石行星或巨大的氣體行星。

在平均速度太高的區域，碰撞會使星子碎裂而抑制質量的累積，阻止了行星大小的天體生成。星子在這個區域受到太強烈的攝動因而不能成為行星，只能一如往昔的繼續繞著太陽公轉，而且小行星帶可以視為原始太陽系的殘留物。

小行星帶所擁有的質量之所以僅是原始小行星帶的一小部分，主要是由於重力的擾動，在百萬年的形成周期過程中，大部分物質都被拋出去，殘留下來的質量大概只有原來的千分之一。

當主帶開始形成時，在距離太陽2.7 AU之處形成了一條溫度低於水的凝結點線即"雪線"，在這條線之外形成的星子就能夠累積冰。在小行星帶生成的主帶彗星都在這條線之外，並且是造成地球海洋的主要供應者。

其他解釋各有道理，但都不能自圓其說，因而都未形成定論。如最早提出的成因解釋是爆炸說，是太陽系第十大行星億萬年前的大爆炸分解成了千萬顆小行星。這就解決了兩個難題：小行星帶的產生和為什麼沒有第十行星。但最大的缺陷是行星爆炸的原因說不清楚。

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