星辰大海之旅（45）小行星带

小行星带

宇宙飞船访问更遥远的星球，需要穿越小行星带，庆幸的是，还没有出过意外。小行星带（Asteroid belt）是太阳系内介于火星和木星轨道之间的小行星密集区域，已经被编号的有12，0437颗小行星，98.5%的小行星都在此处被发现。由于小行星带是小行星最密集的区域，估计为数多达50万颗，这个区域因此被称为主带。距离太阳约2.17-3.64天文单位的空间区域内，聚集了大约50万颗以上的小行星，形成了小行星带。这么多小行星能够被凝聚在小行星带中，除了太阳的引力作用以外，木星的引力起着更大的作用。

发现者：西西里、皮亚齐(谷神星)；

发现时间1801年(谷神星)。

距太阳距离：2.17-3.64天文单位。

发现第一颗小行星谷神星的皮亚齐

一、简介

小行星带由原始太阳星云中的一群星子形成。但因为木星的重力影响，阻碍了这些星子形成行星，造成许多星子相互碰撞，并形成许多残骸和碎片。小行星带内最大的三颗小行星分别是智神星、婚神星和灶神星，平均直径都超过400 公里；在主带中仅有一颗矮行星-谷神星，直径约为950公里；其余的小行星都较小，有些甚至只有尘埃大小。小行星带的物质非常稀薄，已经有好几艘太空船安全通过而未曾发生意外。在主带内的小行星依照它们的光谱和主要形式分成三类：碳质、硅酸盐和金属。另外，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，这些碰撞也是产生黄道光的尘土的主要来源。

婚神星

智神星

二、探索历史

1、理论预言

1766年德国天文学家提丢斯(J.Titius)偶然发现一个数列：(n+4)/10，可相当准确地给出各颗大行星与太阳的实际距离，起初未引起注意，后柏林天文台台长波德(J.Bode)得知后将它发表，乃为天文界所知。在1781年发现天王星之后，进一步证实公式有效，波德于是提出在火星和木星轨道之间也许还有一颗行星。

提丢斯

2、观测发现

1801年，西西里和皮亚齐(G.Plazzi)在天文观测中偶然发2.77 AU处有个小天体，即把它命名为谷神星(Ceres)。

1802年，天文学家奥伯斯(H.Olbere)在同一区域内又发现另一小行星智神星(Pallas)。到了1807年，在相同的区域内又增加了第三颗婚神星和第四颗灶神星。由于这些天体的外观类似恒星，威廉·赫歇尔就命名为asteroid，中文则译为小行星。

第五颗小行星义神星一直到1845年才发现。紧接着，新小行星发现的速度急速增加，到了1868年中发现的小行星已经有100颗，而在1891年马克斯·沃夫引进了天文摄影，更加速了小行星的发现。1923年，小行星的数量是1000颗，1951年到达10000颗，1982年更高达10，0000颗。现代的小行星巡天系统使用自动化设备使小行星的数量持续增加。

马克斯·沃夫

婚神星2

智神星2

3、计算证实

1866年，丹尼尔·柯克伍德宣布由太阳算起，在某些距离上是没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。他认为是木星的摄动导致小行星从这些轨道上被移除

在1918年，日本天文学家平山清次注意到小行星带上一些小行星的轨道有相似的参数，由此形成了小行星族。到了1970年代，观察小行星的颜色发展出了分类的系统，三种最常见的类型是C-型(碳质)、S-型(硅酸盐)和M-型(金属)

2006年，天文学家宣布在小行星带内发现了彗星的族群，而且推测这些彗星可能是地球上海洋中水的来源。

三、起源演化

越来越多的天文学家认为，小行星记载着太阳系行星形成初期的信息。因此，小行星的起源是研究太阳系起源问题中重要的和不可分割的一环。关于形成的原因，比较普遍的观点是在太阳系形成初期，由于某种原因，在火星与木星之间的这个空挡地带未能积聚形成一颗大行星，结果留下了大批的小行星。

四、特征

（一）形态

科学家们发现，许多小行星表面崎岖嶙峋，布满了大大小小的撞击坑，表面上有许多大小不等的巨砾；和地球一样，小行星上也有许多沟槽(即小行星表面上的脊与谷)，裂谷和裂缝(小行星表面上细小的开裂线)；而与地球上绝大多数沟槽和断裂，裂缝的成因不同，它们是由剧烈的碰撞形成的。

（二）矮行星

谷神星(Ceres)是太阳系中最小的、也是位于小行星带的矮行星。是小行星带中最大的天体，直径为(987±150)km，自转周期9 小时 5 分。

（三）物理特征

1、构造

小行星带包含三种主要类型的小行星。

（1）在小行星带的外缘，靠近木星轨道的，以富含碳值的C-型小行星为主，占75%以上。与其它小行星相比，颜色偏红而且反照率非常低。它们表面的组成与碳粒陨石相似，化学成分、光谱特征都是太阳系早期的状态，但缺少一些较轻与易挥发的物质(如冰)。

（2）靠近内侧的部分，距离太阳2.5天文单位，以含硅的S-型小行星较为常见，光谱显示其表面含有硅酸盐与一些金属，但碳质化合物的成分不明显。相对C-型小行星来说，此类小行星有着高反射率。在小行星带的整个族群中约占17%。

（3）还有第三类的小行星，总数约占10%的

2、星体运动

（1）自转周期

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抛离。这也说明直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。

（2）公转碰撞

小行星带高密度的天体分布使得彼此间的碰撞频繁。在小行星带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。碰撞会产生许多小行星的碎片(导致新的小行星族产生)，而且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层并成为陨石。但当小行星以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去的40亿年中，还有一些小行星带的成员仍保持着原始的特征。

3、其它物质

除了小行星的主体之外，小行星带中也包含了半径只有数百微米的尘埃微粒。它们至少有一部分来自小行星之间的碰撞，或微小的陨石体对小行星的撞击。这些细小微粒带动彗星抛出的物质，产生了黄道光，这种微弱的辉光可以在太阳西沉后的暮光中，沿着黄道面的平面上观察到。产生黄道光的颗粒半径大约为40微米，而这种颗粒可以维持的生命期通常是70，0000年，因此必须有新产生的颗粒源源不断地来自小行星带。

黄道光2

黄道光2

黄道光2

五、家族和群组

1、家族。

小行星族是一些有相似的轨道要素（半长轴、扁率、轨道倾角）的小行星，族内的成员被认为是过去小行星碰撞所产生的碎片。

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，共享着相似的轨道元素（半长轴、离心率、轨道倾角），还有相似的光谱。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。小行星族可以借由光谱的特征来进行辨认。较小的小行星集团称为组或群。

小行星族

星族

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、鸦女星族

在主带内也被找到三条明显的尘埃带，他们与曙神星、鸦女星、司理星有相似的轨道倾角，所以可能也属于这些家族。

鸦女星族

HED陨石

2、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)有匈牙利族的小行星。至少包含52颗知名的小行星。轨道都有高倾角，并被4:1的

丹尼尔•柯克伍德

柯克伍德空隙

另一个在小行星主带外缘的高倾角家族是福后星族，轨道在距离太阳2.25到2.5天文单位之间。主要由S-型的小行星组成，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员超过800颗，可能是在十亿年前的撞击后形成的，主要分布在主带的内侧边缘。

在主带的外缘有原神星族的小行星，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。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。

特洛伊小行星

特洛伊小行星2--2010 TK7直径接近300米当前距离地球8000万公里

希尔达族

3、新家族

证据显示新的小行星族仍在形成中，Karin Cluster族显然是在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。 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。

在更久远的过去，曼陀罗族诞生在4亿5千万年前主带中的碰撞。这一群可以作为黄道带尘埃的一个材料来源。 其他形成的群还有伊安尼尼群(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。

小行星带家族成员位置示意图

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小行星带所拥有的质量仅为原始小行星带的一小部分。电脑模拟显示，小行星带原始的质量可能与地球相当。但由于重力干扰，在几百万年的形成周期过程中，大部分的物质都被抛射出去，残留下来的质量大概只有原来的千分之一。

小行星带带开始形成时，在距离太阳2.7AU的地区就已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能够累积冰。而在小行星带生成的主带彗星都在这条线之外，由此成为造成地球海洋的主要因素。

小行星依然会受到许多随后过程的影响，如内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和微流星体轰击的太空风化。

主带内侧界线在与木星的轨道周期有4:1轨道共振处(2.06 AU处)，任何天体都会因为轨道不稳定而被抛射出去。

2019-3

太阳系

小行星Gaspra----伽利略号探测器拍摄

小行星Ida和它的卫星--伽利略号探测器拍摄

小行星Mathilde---近地小行星探测器拍摄

小行星带图片欣赏：

【注释】

（1）星族：银河系(以及任一河外星系)内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。

（2）黄道光：黄道光是一些不断环绕太阳的尘埃微粒反射太阳的光而成。黄道光因行星际尘埃对太阳光的散射而在黄道面上形成的银白色光锥，一般呈三角形，大致与黄道面对称并朝太阳方向增强。总的讲来黄道光很微弱，除在春季黄昏后或秋季黎明前在观测条件较理想情况下才勉强可见外，一般不易见到。黄道光是存在行星际物质的证明。

（3）智神星(Pallas):：小行星序号是2，是人类继谷神星(小行星带中唯一的矮行星)后所发现的第一颗小行星。海因里希·欧伯斯1802年3月28日发现。估计质量是小行星带的7%。智神星是第三大的小行星，体积与灶神星相似，但是质量较低。智神星直径为544千米，比灶神星稍大一些，质量却比灶神星轻10–30%，所以智神星是

智神星3

智神星体积虽然甚大，但作为小行星带中间的天体，它的轨道却相当倾斜，而且偏心率较大。智神星有异常高的轨道倾角(高达34.8°)、高离心率，类似冥王星，所以太空船很难前往智神星拜访。

智神星的表面似乎由硅酸盐组成；表面光谱和密度类似于碳质球粒陨石。近年从测光的结果表明，智神星的自转轴倾角接近60°(地球只有23.5°)，这代表智神星上不同地区的日照长度有强烈的季节性。透过掩星及测光方法，使天文学家能间接推测智神星的形状。

（4）婚神星：处在火星跟木星的小行星带之间，它在数千万小行星里面体积第四大，直径240公里。 婚神星也称3号小行星，也是小行星带中最大的小行星之一，是由较重的石质组成的S-型小行星。它是德国天文学家卡尔·哈丁在1804年9月1日发现的。

婚神星是质量很大的小行星之一，质量约占整个小行星带的1.0%，在大小排序上也在前10名之内。它在S-型小行星中屈居第二，有异常的反射率。婚神星以顺行自转，自转轴与黄道夹角达到51°。

光谱研究显示婚神星表面含球粒陨石的成分，以及普通的石陨石中都有的含铁的硅盐酸，像是橄榄石和辉石等，可能是球粒陨石的来源。

红外线影像揭露在表面可能有直径达100千米的坑洞或是喷发形状，应该是在地质学上年轻的冲击结果。

曙光号和灶神星与谷神星

（5）谷神星：在2006年，被国际天文学联合会将谷神星重新定义为矮行星，移除小行星之列。谷神星(Ceres)是太阳系中最小的、也是唯一位于小行星带的矮行星。由意大利天文学家皮亚齐发现，并于1801年1月1日公布。谷神星曾被认为是太阳系已知最大的小行星。谷神星很可能是一个分化型星球，具有岩石内核，地幔层包含大量冰水物质，现探测到星球表面有大量载水矿物质。初步推测水占谷神星体积的40%。谷神星还能通过太阳能获得能量，因为它距离太阳仅2.8个天文单位。谷神星位于火星和木星轨道间的小行星带中，此前研究已确认其内部存在大量的冰。欧航局在《自然》杂志上报告说，他们利用赫歇尔望远镜首次在谷神星上发现了水蒸气，这些水蒸气来自谷神星表面颜色较深的区域。科学家推测可能拥有液态水的海洋。

（6）【灶神星】：灶神星(4 Vesta)是第四颗被人类发现的小行星，也是小行星带质量最高的天体之一，灶神星的直径约为483公里，质量估计达到所有小行星带天体的9%。同时，灶神星的表面比不少小行星光亮，成为唯一一颗可在地球上可以肉眼看到的小行星。扁圆球体，有大的凹陷和突出。灶神星是自转(5.342小时)较快的小行星，方向是顺行。灶神星被认为有以铁镍为主的金属核心，外面包覆著以橄榄石为主的地幔和岩石的地壳。明显的特征是在邻近南极点有一个巨大的，直径460公里的雷亚希尔维亚盆地。灶神星上的盆地，被认为是巨大撞击坑。还有几个大的陨石坑，直径约在150公里，深度7公里，也被观察到。灶神星上的撞击坑，多以维斯塔贞女命名。灶神星上的槽沟，以古罗马的节日和祭典命名。。太阳系内许多种的小天体被认为是灶神星被撞击后产生的碎片，灶神星族的小行星和HED陨石就是例子。

【灶神星族】：是一个庞大且显赫的小行星家族，在主带内侧，靠近灶神星附近的V型小行星几乎都是他的家族成员。主带内6%的小行星属于这个家族。这个家族的成员有灶神星

（7）马克斯·沃夫(1863年6月21日-1932年10月3日)是德国天文学家，也是天文摄影的先驱。

（8）提丢斯(Titius, Johann Daniel)，是德国天文学家和维滕贝格的教授。计算出各大行星与太阳距离，计算出海王星、小行星带。

（9）义神星(Astraea)：小行星序号为5，又称第5号小行星，是太阳系较大的小行星之一，平均直径119千米，是德国天文学家卡尔·路德维希·亨克在1845年12月8日发现的。义神星属于S-型小行星，处于小行星带主带。义神星是颗颇大的小行星，它的反照率甚高，其成分可能是镍-铁与硅酸镁及硅酸铁的混合物。测光发现它是逆向自转。义神星没有太大的特色，然而它是自发现首四颗小行星38年后再发现的小行星，打破了当时认为太阳系只有四颗小行星的说法 。

（10）丹尼尔·柯克伍德(Daniel Kirkwood，1814年9月27日-1895年6月11日)，美国天文学家。

（11）主带彗星：是在主要的小行星带内的天体，但在部分的轨道上会呈现出彗星的活动和特征。

主带彗星

（12）S-型小行星：S-型小行星是由以硅质为主组成的，是在C-型小行星之后第二大的族群，大约有17%的小行星属于这个族群。S-型是亮度中等(反照率0.10至0.22)，主要成分包括铁、镁和硅。它们主要分布在主带的内侧，距离约2.2天文单位，在中心区距离约3天文单位处也很常见，但在外侧就很罕见了。最大的一颗是司法星(最长处的宽度大约300公里)，接下来依序是婚神星、海后星、大力神星和虹神星。

曙光号和小行星带

253 梅西尔德---一颗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，约占已知小行星的75%，在2.7天文单位之外的小行星带所占的比例更高，并且以这种小行星为主。C-型小行星在实际上的比例可能还要更高，因为除了D-型之外，C-型小行星更深入主带外缘，并且比其他类型的小行星更为暗淡。

（14）花神星族：(Flora family)是小行星主带中的一个很大的小行星族，光谱上属于S-型小行星。:

（15）司法星(Eunomia)：是第15颗被人类发现的小行星，于1851年7月29日发现。司法星的直径为330千米，质量为3.26×1019千克，公转周期为1569.687天。

（16）鸦女星族：是在火星与木星轨道之间的小行星主带内的一个家族。在大约20亿年前的一次灾难性撞击下形成的，已知的最大成员直径约为41公里。鸦女星族的群集沿着相似的轨道在空间中运行，大约已经发现了300颗的成员，但只有约20颗的直径超过20公里。在1993年8月28日，伽利略号拜访了其中的一颗成员243 艾女星。

鸦女星(Koronis)：鸦女星是人类发现的第158颗小行星。

（17）【曙神星族】曙神星族是主要的小行星家族之一，相信是在一次灾难性撞击后形成的一群小行星，并以221 曙神星为首来命名。轨道半长径在2.99至3.03天文单位，离心率在0.01至0.13，轨道倾角在8°至12°，以知的成员约为480颗。

【曙神星】曙神星是第221颗被人类发现的小行星，位于火星和木星之间的小行星带。

（18）司理星族：(Themis family)"是天文学专有名词。来自中国天文学名词审定委员会审定发布的天文学专有名词中文译名，词条译名和中英文解释数据版权由天文学名词委所有。

（19）司理星(Themis)：即24 Themis，是被发现的第24颗小行星，在主带小行星中是较大的一颗，它也是司理星族成员中最大的。它于1853年4月5日被 安尼巴莱·德·加斯帕里斯发现，司理星的直径为198千米，质量为5.75×10千克，公转周期为2022.524天。在2009年10月7日，使用NASA的红外线望远镜证实这颗小行星的表面有水冰存在，它的表面完全被冰覆盖住。当这些冰升华之后，表面下的冰可能就会补充上来。在表面上还检测到有机化合物，包括多环芳香烃、 CH2和CH3。

（20）HED 陨石：是三种无球粒陨石的总称，它们分别是古铜钙无粒陨石(Howardites)、钙长辉长无粒陨石(Eucrites)、古铜无球陨石(Diogenites)。它们都被认为是来自小行星

（21）匈牙利族小行星：小行星434（匈牙利）是在主带内侧，相对来说是颗较小的小行星，它被归类为E-型小行星（高反照率的小行星）。在4：1的柯克伍德空隙外侧运行的小行星族以他为名，称为匈牙利族小行星，位于主要小行星带的核心。它是在1898年9月11日被马克斯沃夫在海德堡大学发现的，并在1898年于布达佩斯举行的天文学会议中命名为匈牙利。 它被认为与Eger和顽火无球陨石之间在发展上有关联性。

（22）柯克伍德空隙：在小行星带中有一系列被称为柯克伍德空隙的地区，这些地区的轨道与木星的轨道成共振而不稳定，因此这里的小行星很早就已经被排挤掉了。

（23）希尔达族(Hilda)：希尔达族(Hilda)是天文学家发现的第153颗小行星，是由天文学家约翰·帕利萨

（24）特洛依小行星：特洛依群小行星(Trojan asteroids)是与木星共用轨道，一起绕着太阳运行的一大群小行星。从固定在木星上的座标系统来看，他们是在所谓的拉格朗日点中稳定的两个点，分别位于木星轨道前方(L4)和后方(L5)60度的位置上。迄2007年9月，已经确认的特洛伊小行星有2239颗，其中1192颗在L4点，1047颗在L5点。另外，还有6颗在海王星的轨道上，4颗在火星轨道上。最大的特洛伊小行星是(624)赫克特(Hektor)，测量得到长370公里，宽195公里。特洛伊小行星的轨道长半轴是介于5.05至5.40天文单位，并且在是在两个拉格朗日点的一段弧形区域内。

（25）艾琳达家族是小行星的一族，轨道长半径约在2.5AU，离心率则在0.4~0.65之间，因为在1918年被马克斯·沃尔夫发现的第一颗命名为(887) 艾琳达而得名。

（26）柯克伍德空隙：在小行星带中有一系列被称为柯克伍德空隙的地区，这些地区的轨道与木星的轨道成共振而不稳定，因此这里的小行星很早就已经被排挤掉了。举例说，只有少数的小行星在轨道长半径为2.5AU之处，相当于轨道周期3.95年，是木星轨道周期的三分之一，因此称为1:3轨道共振。其它轨道共振的位置都在周期与木星成简单数值比的位置上，这些微弱的共振只会导致小行星的离散。.这些空隙是丹尼尔·柯克伍德在1857年首先注意到的，他也正确的解释了空隙是来自于木星的轨道共振。近年来，相对来说是少数的高离心率轨道小行星在这些空隙中被发现，例如艾琳达家族( Alinda family)和Griqua family。

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。

小行星带内著名的柯克伍德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。)

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。

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 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。

（27）小行星带起源演化主流观点及解释：

行星形成理论即太阳星云假说认为，在太阳系形成初期，因吸积过程的碰撞普遍，造成小颗粒逐渐聚集形成更大的丛集，一旦聚集到足够的质量(微星)，便能用重力吸引周围的物质。这些星子就能稳定地累积质量成为岩石行星或巨大的气体行星。

在平均速度太高的区域，碰撞会使星子碎裂而抑制质量的累积，阻止了行星大小的天体生成。星子在这个区域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，而且小行星带可以视为原始太阳系的残留物。

小行星带所拥有的质量之所以仅是原始小行星带的一小部分，主要是由于重力的扰动，在百万年的形成周期过程中，大部分物质都被抛出去，残留下来的质量大概只有原来的千分之一。

当主带开始形成时，在距离太阳2.7 AU之处形成了一条温度低于水的凝结点线即"雪线"，在这条线之外形成的星子就能够累积冰。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。

其他解释各有道理，但都不能自圆其说，因而都未形成定论。如最早提出的成因解释是爆炸说，是太阳系第十大行星亿万年前的大爆炸分解成了千万颗小行星。这就解决了两个难题：小行星带的产生和为什么没有第十行星。但最大的缺陷是行星爆炸的原因说不清楚。

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