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主小行星带
2017-07-23
 
主小行星带

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。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——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,造成许多残骸和碎片。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。在这些轨道距离(即柯克伍德空隙)上的小行星会被很快地扫进其它轨道。

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 公里;在主带中只有一颗矮行星——谷神星,直径大约950 公里;其余的小行星都不大,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:碳质、硅酸盐和金属。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,这些碰撞也是产生黄道光的尘土的主要来源。

观测的历史

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。矮行星谷神星就是1801年在波德预测的轨道距离上被发现的。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毁坏后的残余物。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。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,一直到1845年才发现了第五颗小行星义神星。接着,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。1921年,小行星的数量是1,000颗,1981年达到10,000颗,2000年更高达100,000颗。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。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。

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C-型(碳质)、S-型(硅酸盐)和M-型(金属)。

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,本身并没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。

起源

目前被认同的行星形成理论是太阳星云假说,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状。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丛集,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体行星。

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,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。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, 而且小行星带可以视为原始太阳系的残留物。

目前小行带所拥有的质量应该仅是原始小行星带的一小部分,以电脑模拟的结果,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,大部分的物质都被抛出去,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—"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。

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没有显著的增减变化。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 AU之处,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 AU)重力的扰动被清扫或抛射出去。

第五颗类地行星

一个早期的假说,早已经失宠的假说,认为小行星带是一颗行星被摧毁后的残骸。 在这个假说中有一些关键性的问题需要解决:第一,要摧毁一颗行星需要多大的能量?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。

也曾经有内行星中有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抛出,然后这颗行星会被太阳吸收或是被抛出太阳系之外。

环境

尽管是群聚之处,小行星带仍是非常的空旷。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。尽管如此,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。

在主带内,直径大于100公里的小行星超过200颗。在小行星带内最大的天体是谷神星,也是带内唯一的矮行星。小行星带的总质量估计是3.0-3.6×1021 公斤,这仅有地球卫星月球质量的4%,而谷神星就占了其中的三分之一;11颗最大的小行星则占有主带内一半的质量。

小行星带的质量中心在轨道半径2.8天文单位之处,在主带内主要的小行星离心率都小于0.4,而且轨道倾角小于30°,峰值在离心率0.07,倾角在4°之内。因此,典型的小行星轨道是接近圆型且躺在黄道面的附近,只有少数的小行星才有高离心率和远离到黄道面之外。

有时,提到主带时会局限在核心的范围内,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,轨道倾角也不超过20°。这块"核心"区域大约拥有太阳系内93.4%的小行星。

绝大多数小行星的绝对星等都在11–19之间,中间值是16。在比较上,谷神星的绝对星等3.32是非常高的。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 天文单位之处是200 K(-73°C),到了3.2  天文单位之处会降低至165 K(-108°C)。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,形成了岩浆的海洋。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。

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C-型小行星为主,占了总数的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粒陨石相似,化学成分、光谱特征都是太阳系早期的状态,但较轻与易挥发的物质(冰)则被移除了。

靠近内侧的部分,距离太阳2.5天文单位,以含硅的S-型小行星较为常见,光谱显示表面含有硅酸盐与一些金属,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-镍的谱线,和白色与轻微的红色,而没有吸收线的特征。M-型小行星相信是由核心以铁-镍为主的母体经过毁灭性撞击形成的。但是,有些含硅酸盐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,司赋星,就未能显示金属的主要成分。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。

柯克伍德空隙

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椭圆形的,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。

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。)

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。(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。)

碰撞

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抛离。这也建议直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。

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。碰撞会产生许多小行星的碎片(导致新的小行星族产生),并且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层后成为陨石。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着原始的特征。

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。这些细微的颗粒,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—罗伯逊拖曳,来自太阳辐射的压力会使这些粒子以螺旋的路径缓慢的朝向太阳移动。

这些细小的小行星微粒,和彗星抛出的物质,产生了黄道光。这种微弱的辉光可以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。

家族和群组

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,共享着相似的轨道要素,像是半长轴、离心率、轨道倾角,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。

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, 曙神星族、和司理星族。最大的小行星族是以灶神星为主的灶神星族(谷神星是属于Gefion族的闯入者),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。

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。

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。他们以小行星匈牙利为主,至少包含52颗知名的小行星。匈牙利族的轨道都有高倾角,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减少。

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。

新家族

证据显示新的小行星族仍在形成中(以天文学的时间尺度),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。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450,000年前主带中的碰撞,但年龄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,这一群可以做为黄道带尘埃的一个材料来源。其他最近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。

探测

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,当时仍有许多不可预期的危险,像是小行星的碎片,威胁到太空船的安全。在此以后的先锋11号、航海家1号和2号、伽利略号、卡西尼号、尼尔、尤利西斯号和新地平线号都没有发生意外,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概率低于十亿分之一。

只有尼尔和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,曙光任务将要研究主带内的灶神星和谷神星。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。



小行星族

小行星族是一些有相似的轨道要素,例如半长轴、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。

一般特性

大的、著名的小行星族包含数百颗被确认的小行星(为数更多的更小成员未被分析或是尚未被发现),小的、紧密的家族可能只有10颗被辨认出来的成员。在小行星带大约33~35%的小行星分属于不同的家族。

大约有20~30个小行星族已经被明确的辨认出来,不明确的则10倍于此数量。大部分的小行星族都存在于小行星带内,但依然有些家族,像是智神星族、匈牙利族和福后星族( Phocaea family),有着很小的半长轴或相对于小行星带有着较大的轨道倾角。还有些研究试图发现在特洛依小行星中由碰撞形成小行星族的证据,但迄今仍没有具有决定性的证据。

起源和发展

家族的形成被认为是源自小行星之间的互撞。有许多或多数小行星家族的母体已经被撞碎,但也有几个家族的母体历经撞击之后未遭毁坏(例如灶神星族、智神星族、健神星族和马赛族)。像这类持续撞击的家族,典型都会有一颗独大的母体和为数众多的小行星。有些家族(像是花神星族)在同一个区域内有着目前还无法解释的复杂内部结构,但也许可以归结于在不同时间发生的几次撞击。

由于起源的方式,多数家族都有能紧密配合的结构(组成),要注意的例外(像是灶神星族)是从大到已经分化的母体分离所形成的家族。

小行星家族的生命期被认为在十亿年左右的等级上,但还会依据各种各样的因素改变(例如:越小的越容易失去)。这与太阳系的年龄比较明显短了许多,只有少数可能是太阳系早期的遗物。家族崩溃的两个主要原因,一是由于木星或其他较大天体的扰动造成轨道缓慢的散逸,另一则是小行星之间的互撞和磨碎成更小的个体。这些微小的个体则会受到亚尔科夫斯基效应的扰动,随着时间不断的被推挤向木星的共振轨道。而一旦进入,它们便会很快的从小行星的主带中被抛射出去。试探性的估计得到一些家族的年龄范围,从少于几百万年到数亿年都有,例如密实的凯伦族。老的家族被认为只有少量的微小个体成员,而这也就是判断年龄的依据。

非常老的家族则被假设已经失去所有的较小,甚至中等大小的成员,而剩下的成员只有少数最大的小行星,颖神星和羊神星就被认为是一对这样的家族。进一步的证据来自对铁陨石的化学成分分析,认为曾有为数众多的家族(现在已经散逸)。这表示,必定有50至100颗已经分化的小行星,遭到撞击碎裂而曝露出核心,并成为实际的陨石。(Kelley & Gaffey 2000)。

成员和闯入者的确认

当小行星的轨道元素被描绘出来时(传统上是轨道倾角与离心率或是轨道半长轴对应),一定数量的小行星在背景环境中有着相当一致的集中度,这些集中性就造成了小行星的家族。

更确实的说,家族和它们的成员是经由分析所谓固有的轨道要素而非经由流行的,在数万年的时间尺度下通常会改变的共振轨道要素来确认的。这些固有的轨道元素在数万年或更长的时间尺度下依然会保持稳定不变的运动状态。

日本天文学家平山清次(1874-1943)指出小行星固有的轨道元素,并且在1918年率先辨认出一些最明显的家族。

为了表示尊荣,有时小行星家族就称为平山族,这特别适用于他所发现的五个特征鲜明的族群。

现在,计算机加入搜寻和分辨的工作,已经分辨出数千颗小行星属于不同家族的成员。最有效的分析方法是集团丛集法(HCM ,Hierarchical Clustering Method),观察轨道元素在距离上非常接近的小行星;还有子波分析法(WAM ,Wavelet Analysis Method),在轨道元素的空间中建立起小行星分布的密度图,然后观察密度的峰值。

有些小行星家族的疆域非常糢糊,因为在边界上会参杂入主带的背景密度中而不易分辨。也因为这个缘故,在已经发现的小行星中只能知道大略的数量,而位在边界附近的小行星通常不能确认是否为家族的成员。

另一方面,一些来自背景环境中属于异类的闯入者也可能位于家族的中心区域。 由于真正的家族成员来自于相互撞击产生的碎片,可预期有相近的成分,大部分的闯入者可以经由光谱上的差异区分出来。明显的例子就是谷神星,他是最大的小行星,但却是曾经被称为谷神星族,现在正名为Gefion族的闯入者。

光谱的特征也被用来确认散失在家族疆域之外的小行星成员,例如灶神星族,它的成员都有独特的成分。

家族类型

如早先所提及,撞击没有让母体瓦解,只是抛出一些碎片,这样形成的称为撞击式家族。其他的术语用于区别在统计上较不明确,或是"有名无实的家族"或"丛集"等等不同的类型。
丛 (Clumps):相对上只有少数的成员,但从背景观察特征却很清楚,如婚神星族(丛)。
门(Clans): 是逐渐合并入背景密度之中,或是有复杂的内部结构使难以决定是一个复杂的小组还是无关系的仅是重叠在一起,例如花神星族。
种(Tribes):是在统计上较不肯定,或是密度小而与背景的差异不大,或是轨道参数不确定的小集团。

注:国内似乎未细分而一概称为族或家族。

一些族群的列表





花神星族

花神星族(英语: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,其起源和星族成员数量迄今仍不清楚,据估计主带中的4%-5%都属于这个星族。由于这个星族的边界不明确,而且8号小行星花神星靠近边界,因此未将花神星纳入时这个星族也被称为线女星族(e.g. the WAM analysis by Zappala 1995)。

花神星族的特征

星族中最大的成员花神星的直径达到140公里,质量占到了整个星族的80%。星族是由于其母体受到巨大的撞击而形成的,大多数碎片很可能是靠花神星的引力聚集在一起。第43号小行星线女星的质量超过整个星族的9%,占据了星族中其余质量的大部分。其它成员都很小,直径都在30公里以下。

星族的母体很可能在原始的冲击中丧失了,这意味着有可能是二次撞击等后续过程造成的。例如据估计花神星的质量曾经仅占据母体的57%(Tanga 1999),但现在却占到了整个星族的80%。

花神星族的分布非常弥散,并且逐渐消失在背景星族中(这部分空间中的密度特别高),这种情况下很难确切定义星族的边界。在星族内也有不一致的成员或碎片,这有可能是成员之间的次级碰撞造成的。因此,该星族是小行星族中很典型的例子。令人好奇的是,星族中最大的成员——花神星和线女星都位于星族的边缘附近,这种异常的质量分布原因迄今尚未明确。

盖斯普拉是花神星族核心内一颗中等大小的小行星,是被广泛研究过的一颗小行星。伽利略太空船前往木星的途中曾经飞越过它。人们研究了对盖斯普拉上环形山的密度,认为花神星族的年龄大约在2亿年的数量级,并且其母体至少被部分地分化了,因为橄榄石具有很高的丰度(Veverka,1994年)。

花神星族被认为是地球上L球粒陨石母体(Nesvorny,2002年)的候选者之一,这类陨石占了撞击地球陨石总数的38%,而该星族的位置邻近ν6长期共振的不稳定区域,并且星族成员的光谱与陨石的母体成分是一致的,都为这一观点提供了证据。

花神星族也是平山清次最早辨认出的五个平山族之一。该星族之所以能在早期被分辨出来,主要原因是S-型小行星有较高的反射率,而且又比较靠近地球。

花神星族的位置和大小

Zappala在1995年进行了HCM数值分析,确定了该星族一大批核心成员的固有轨道根数,如下所示:

          ap     ep    ip
极小值  2.17AU  0.109  2.4°
极大值  2.33AU  0.168  6.9°

该星族没有明显的边界。在当前历元下,核心成员的密切轨道元素的范围是:

          a       e     i
极小值  2.17AU  0.053  1.6°
极大值  2.33AU  0.224  7.7°

Zappala1995年进行的HCM数值分析中找到了604颗核心成员和1027颗外围成员。在最近的数据库(2005年)进行的搜寻中发现,96944颗小行星中有7438颗分布在上表所列的长方型区域中。而这个区域的角落上也包括了灶神星族和侍神星族的成员,所以比较合理的估计是花神星族占据了小行星主带成员的4%-5%。

外来者

由于花神星族所在的区域小行星的背景密度较高,难免会有与该星族无关的外来小行星存在,人们已经能够辨认出一些,这是因为外来者与星族成员的光谱类型明显不同。这些外来者都不属于S型小行星,而S型小行星在主带中占有很大的比重。这些外来者都很小,例如298 Baptistina、422 Berolina、2093 Genichesk、2259 Sofievka(最大的闯入者,直径21公里)、 2952 Liliputia、3533 Toyota、3850 Peltier、3875 Staehle、4278 Harvey、 4396 Gressmann、和4750 Mukai。



司法星族

司法星族是一个庞大的S-型的小行星族,是最著名的小行星族之一,小行星带中大约有5%的小行星属于这个星族。

司法星族的特征

司法星族中最大的一个是15号小行星司法星,它同时也是S-型石质小行星中最大的,其最长直径大约是300公里,平均直径为250公里,位于整个星族的质心附近。据估计该星族的母体原本平均直径为280公里,在一次灾变性的撞击中瓦解,产生了这个星族,而司法星包含了整个母体物质的70%-75%。这个星族的母体很可能是在行星分化的最后阶段被撞毁的,因为司法星的表面和更小的星族成员的光谱显示出有一些差异。另有研究显示,在发生毁灭性的撞击之前,已经有一些小的撞击创使其发生了碎裂。撞击物可能是一颗直径50公里或者更小,但是十分坚硬的小行星,撞击速度大约是每小时22,000公里。

星族中其它成员规则地分布在司法星轨道周围。该星族的第二大成员是直径约65公里的258号小行星第谷,但是其轨道位于整个星族的边缘,因此有可能是外来者。能够确认的最大的星族成员直径是30公里,在这一范围内的有好几颗。

光谱研究显示,虽然司法星族的小行星均属S-型,但是化学组成的分布范围颇为引人注目。它们的表面大体上是石质的(不是冰),包含有硅酸盐和镍-铁,比相同大小的小行星明亮。

司法星族包含的小天体的数量相对较多。它们当中大多数都有因二次碰撞、引力扰动、雅科夫斯基效应而具有随时间而被逐渐“侵蚀”的现象,这表明司法星族是不久前才形成的(以天文学的时间尺度来看)。

卡西尼-惠更斯号探测器曾于2000年飞越该星族的2685号小行星马瑟斯基,但距离仍远达100万公里,未能解决表面特征的问题。

司法星族的位置和尺寸

司法星族和木星的轨道共振为3:1到8:3,并且轨道倾角相对较高。

Zappalà等人用HCM数值分析方法确定了该星族的一大群核心成员,其固有轨道根数的范围近似如下:

        半长轴ap  离心率ep  轨道倾角ip
最小值  2.54AU    0.121     11.6°
最大值  2.72AU    0.180     14.8°

当前历元下(2000.0),其核心成员的密切轨道元素如下:

        半长轴a  离心率e  轨道倾角i
最小值  2.53AU   0.078    11.1°
最大值  2.72AU   0.218    15.8°

Zappalà在1995年进行的分析中发现了439颗核心成员。他用于搜寻固有轨道根数的数据库有96,944颗小行星的资料。2005年,仍然有4,649颗天体位于上面第一张表所确定的范围内,大约相当于所有小行星带成员的5%。

司法星族的外来者

一些外来者与星族中的成员具有相近的轨道根数,但是它们的光谱有差异,表明它们的化学组成不同,因此并非来自同一次碎裂。下面是一些用光谱巡天和PDS的小行星数据集确认的外来者,它们都不属于S-型小行星:85 Io、141 Lumen、546 Herodias、657 Gunlöd、1094 Siberia、和1275 Cimbria。



灶神星族

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。

特征

这个家族的成员有灶神星,第二大的小行星(平均值径530公里),和许多直径在10公里以下的小行星。其中最亮的是1929 Kollaa和2045 北京,绝对星等12.2等。如果它们有和灶神星一样高的反照率或是稍暗些,则估计直半径约为7.5公里。

家族的成员来自灶神星被撞击出的碎片,在南极附近的大坑穴可能就是撞击点。灶神星族也是HED陨石的来源。

这个家族也有一些J-型小行星(V型的亲戚),它们被认为是来自比灶神星外壳更深的内部几层,并且对应于HED陨石的古铜无球陨石。

HCM的数值分析(Zappala 1995)确认了许多家族'核心'的数量,它们固有轨道要素的概略值列于下表:

     ap      ep     ip
min  2.26AU  0.075  5.6°
max  2.48AU  0.122  7.9°

这给出了家族大约的边界。以目前的历元,核心成员密切轨道要素的范围是:

     a       e      i
min  2.26AU  0.035  5.0°
max  2.48AU  0.162  8.3°

Zappala 1995 的分析发现235个核心成员。在2005年,对一个拥有96944颗小行星轨道元素的数据库(AstDys)进行适当的搜寻之后,有6051颗(大约是6%)位在第一个表中的灶神星族区域内。

入侵者

经由光谱分析显示,有些较大的成员并不属于灶神星族,实际上是闯入的入侵者。它们的光谱不是V-型或J-型,但是它们的轨道是符合的。这些入侵者有 306 Unitas、442 Eichsfeldia, 1697 Koskenniemi, 178 Van Biesbroeck, 2024 McLaughlin, 2029 Binomi, 2086 Newell,2346 Lilio,还有一些其他的。(要确认请参考PDS asteroid taxonomy data set)。



颖神星



颖神星(9 Metis,亦称9号小行星)是小行星带较大的小行星之一,由硅酸盐、镍和铁组成,并且有可能是古代一颗巨大的小行星撞击后的核心残留物。

发现和命名

颖神星是由安德鲁·格雷厄姆于1848年4月25日发现,是他发现的唯一一颗小行星。它也是唯一一颗在爱尔兰观测发现的小行星。名称的由来是神话中的提坦女神和海洋女神墨提斯,是忒提斯和俄刻阿诺斯的女儿。忒提斯(墨提斯之母)这个名称也曾经被提议,但后来被否决了(名称后来被用在海女星)。中文译名来源于清代李善兰翻译的《谈天》一书。

特性

基于资料不明确,颖神星自转方向至今仍不明。

光度曲线的分析显示颖神星的自转轴指向黄道座标 (β, λ) = (23°, 181°) 或 (9°, 359°),误差在10°以内。相对应的赤道座标是 (α, δ) = (12.7 h, 21°) 或 (23.7 h, 8°),对应的转轴倾角则分别是72° 或 76°。

哈伯太空望远镜的影像和光度曲线的分析也认同颖神星有不规则的形状,一端是细长的而另一端是宽厚的。雷达的观测建议有一个较大的平坦区域与从光度曲线获得的模型是一致的。估计表面的成分是30%至40%含有金属的橄榄石和60%至70%的镍铁金属。

颖神星的光度曲线资料也推导出他可能有卫星,但是后续的观测尚无法证实这一点。在1993年使用哈伯太空望远镜做的搜寻也没有发现卫星。

家族关系

颖神星一度曾经被认为小行星族的颖神星族成员之一,但最近的调查认为这一族群并不存在,在本征轨道根数图中也看不出颖神星附近有星体丛集的迹象。

然而,光谱的分析发现颖神星和羊神星非常相似,因此建议这些小行星是非常古老(至少大约一亿年)的动力学家族,更小的成员因为相互的撞击而粉碎,或摄动而离开了邻近的区域。推断母天体的直径大约在300公里至600公里之间(灶神星的尺寸),并且经历过分化。颖神星可能是原封未动的核心残骸,而羊神星是地幔的碎片。巧合的是,这两颗小行星的名称也被用在木星卫星的命名上。

掩星

至少已经观测过五次的颖神星掩星事件。



羊神星



羊神星(113 Amalthea)是一颗位于小行星主带区域内侧,相当典型的岩石主带小行星。 它于1871年3月12日被罗伯特·路德发现,并以希腊神话中在山羊洞抚育婴儿的海中仙女Amalthea命名,中文则翻译为羊神星。木星的一颗卫星,木卫五也有相同的名称,但与这颗小行星无关。在尼尔·斯蒂芬森于2015年的小说Seveneves中也有微小的阿周那型小行星(显然是虚构的)。

羊神星被认为是大约在10亿年前来自直径的尺度大约300–600公里的灶神星地幔分出来,而另一颗主要的残余是颖神星(9 Metis)。羊神星的光谱揭示其成分有橄榄石,这在小行星带是相对罕见的。

基于2017年3月14日的一次掩星观测,在2017年7月14日宣布这颗小行星可能有一颗小卫星。观测结果也显示羊神星清楚呈现拉长的形状。



智神星族

智神星族是以智神星为首的小行星家族,特征是位于主带中间,有高倾角的B-型 小行星(Cellino et al (2002))。

为首的智神星是平均直径530公里的巨大小行星,其他的成员则都非常小(最大的是5222 Ioffe,估计直径只有22公里。),这暗示了其他成员可能都是经由所谓的陨石坑化,由撞击才从智神星分离出来的。

由图可见她们的固有轨道元素都在相近的范围内。

        ap      ep    ip
最小值  2.71AU  0.25  32°
最大值  2.79AU  0.31  34°

目前暦元的轨道元素震荡范围可以参考MPCORB的数据库,大约在

        a       e     i
最小值  2.71AU  0.13  30°
最大值  2.79AU  0.37  38°

看起来这个家族真的是经由对智神星的撞击形成的,因为家族成员的光谱都是罕见的B-型。这个家族最早是在1928年被平山清次注意到,稍后也被布劳艾(Brouwer,1951年)、Kozai(1979年)和勒麦特与莫比德利(Lemaitre & Morbidelli,1994年)注意到。



匈牙利族小行星

匈牙利族小行星是与太阳的距离在1.78至2.00天文单位之间的一群主带小行星,这群小行星有着低离心率(小于0.18),和介于16至34度之间的倾角,轨道周期大约为2.5年,与木星的周期有着9:2的共振,与火星则是3:2。它们是以家族中最大的匈牙利命名的,并且是最内层的小行星浓度密集区,横亘在主带小行星核心的内侧,在与柯克伍德空隙的4:1共振的外侧。

类型

多数的匈牙利族小行星是E-型小行星,这意味着它们有极明亮的顽火辉石表面,并且反照率通常都在0.3以上。仅管它们有着高反照率,但因为体积太小和距离太远,使用双筒望远镜依然看不见:最大的匈牙利大约只有20公里的直径,但是它们是业余的望远镜可以定期看见的小行星。

起源

已经知道匈牙利族小行星的起源。与木星轨道有着4:1共振的位置,是轨道半长轴在2.06天文单位之处,会受到木星强大的摄动而强制进入一种非常偏心与不稳定的轨道,创造出最内侧的柯克伍德空隙。在4:1共振的内侧,小行星的轨道受到火星重力强大的影响,不同于4:1柯克伍德空隙之外,是低倾角的。因此,取代木星的影响,所有被驱赶至4:1的柯克伍德空隙内侧的小行星,除了那些离火星轨道平面够远的小行星外,在存在于太阳系内的期间,都受到来自于火星的摄动。

这造成的情况是,尽管它们都是低离心率的,在4:1柯克武德空隙内侧只留下高倾角的小行星。但是,即使在现在的太阳系历史中,一些匈牙利族小行星会越过火星轨道,并且仍然可能受到火星的影响而被弹射出太阳系(不同于在主带核心的小行星,该处是受到木星影响力支配的)。

火星轨道长期变化的影响,相信是移除匈牙利族小行星的一个关键因素。在最高的离心率上,类似于现今能观测到的最大值,或是曾经更大一点点的,火星会对匈牙利族小行星产生影响,当它们在接近火星的远日点附近通过轨道的升交点时,将强迫它们进入离心率更大和更不稳定的轨道。最终,在经历了数百万年之后,将形成生命短暂的阿莫尔型小行星和横越地球的小行星。



希尔达族

希尔达小行星(英语:Hilda asteriod)包括了轨道半长径在3.7至4.2天文单位之间、轨道离心率小于0.3、轨道倾角小于20°的小行星。这些小行星并非来源于同一个母天体,因而不能算作真正意义上的小行星族。不过,它们都与木星间形成2:3的轨道共振。希尔达小行星的远日点可能是L3、L4、L5这三个拉格朗日点。当其连续绕太阳旋转三圈,会相继通过这三个点。小行星153(希尔达星)是该族小行星的代表星,1875年由约翰·帕利扎发现。目前已知的希尔达小行星超过1100颗。

希尔达小行星大多为低反照率的D-型小行星与P-型小行星,另有一小部分为C-型小行星。在小行星主带外部的包括希尔达小行星与特洛伊小行星在内的D-型与P-型小行星,与彗核有着类似的表面颜色及表面矿物学。这显示它们有着相同的起源。



近地小行星

近地小行星(near-Earth asteroids,NEAs)指的是轨道与地球轨道相交的小行星。这类小行星可能会带来撞击地球的危险。同时,它们也是相对容易使用探测器进行探测的天体。事实上,访问一些近地小行星所需的推进剂比访问月球还少。NASA的会合-舒梅克号已经访问过爱神星,日本的隼鸟号也成功的登陆糸川,现已返航并带回物质样本。

目前已知的大小4千米的近地小行星已有数百个。可能还存在成千上万个直径大于1千米的近地小行星,数量估计超过2000个。

天文学家相信它们只能在轨道上存在一千万至一亿年。它们要么最终与内行星碰撞要么就是在接近行星时被弹出太阳系。该过程可能会消耗大量小行星,但似乎小行星来源仍然在不断补给。

NEA的分类

一些近地小行星拥有很高的偏心轨道导致它们实质成为"短期"彗星,因为它们会在太阳附近完全消耗挥发,事实上只有很少近地小行星展现出类似彗星那样昏暗的慧尾。这些近地小行星可能来自古柏带,古柏带在海王星外围,那里是彗星的来源地之一。其余的近地小行星可能是在木星的引力交互作用下衍生自小行星带。

三类近地小行星:
阿登型小行星,这一类小行星的平均轨道半径接近一个天文单位 (AU,日地距离),而远日点大于地球的近日点(0.983AU),它们经常位于地球轨道内。
阿波罗型小行星,这一类小行星的平均轨道半径位于地球轨道外,近日点位于地球轨道内。
阿莫尔型小行星,这一类小行星轨道位于地球和火星间,近日点位于地球轨道外一点点 (1.017 - 1.3 AU)。阿莫尔小行星经常穿越火星轨道但不会穿越地球轨道。火星的两个天然卫星,火卫一和火卫二,似乎是被火星引力俘获的阿莫尔小行星。

值得一提的是阿波罗小行星与阿登型小行星的轨道会穿越地球轨道,这使得它们可能产生撞击的威胁,而阿莫尔型小行星不穿越地球轨道但却可能距离地球非常近。

有时也使用阿周那型小行星指称那些几乎完全与地球轨道重合的小行星。近地小行星的称谓要比近地天体来的严格。

NEA的威胁

阿尔瓦雷茨假设通常为人们所接受,该假设认为白垩纪-第三纪灭绝事件是一个大型小行星或彗星撞击的后果,该假设也认为在将来地球也存在与穿越地球轨道的小行星相撞的可能性。

与地球撞击的危险在1994年7月16日发生舒梅克利维9号彗星撞击木星后为人们所重视,人们开始担心相比很小的撞击也会给地球造成灾难性的后果。虽然可以肯定的是,木星要比地球大得多而且质量也大得多,所以木星遭受的撞击也更多,但是这次撞击事件也向人类提供了一个了解这类事件如何发生以及所造成的灾难性后果的很好窗口。

事实上在1989年3月23日,直径1000呎的阿波罗小行星4581(阿斯克勒庇奥斯)(1989 FC) 在地球表面650000公里穿过-与地球撞击只相差6小时。如果撞击发生,其将会产生有记录以来最大的灾难。

大约不到100万年地球就会与直径1千米的小行星撞击,5千米天体的大撞击大约1000万年发生一次。小型的撞击(仍然潜在著危险)每月会发生好几次。

历史上的撞击事件

普遍被接受的阿尔瓦雷斯假说,解释白垩纪-第三纪灭绝事件是大型天体的撞击事件的结果,提高了穿越地球轨道的其它天体和与地球碰撞可能性的认知。

1908年通古斯事件

现在普遍认为1908年6月30日一颗石质小行星在通古斯的上空爆炸,释放出超过1,000万吨TNT的能量。据估计爆炸发生在8.5公里的高度上,物体的直径在45-70米之间。

1979年船帆座事件

在1979年9月22日,在南大西洋和印度洋交界处附近记录道一次可能是低能量的核子试爆事件,但起初被认为可能是外星物体撞击的事件。此一事件称为船帆座事件,是由美国为监测核子试爆而设置在轨道上的船帆座卫星记录到的。这次警报导致多个组织进行了数年的调查,但最终还是不能确定爆炸是来自核武,或是非核武。

2002年东地中海事件

在2002年6月6日,一颗估计直径10米的小天体撞击了地球。这次撞击发生在地中海,介于希腊和利比亚之间,大约在东经21°北纬34°处的半空中发生爆炸。释放的能量估计在26,000吨黄色炸药,相当于一个小型的核子武器。

2008年苏丹事件

在2008年10月6日,科学家计算出一颗近地小行星,2008 TC3,将在10月7日0246UTC (当地时间5:46) ,发现后不久撞击地球。这颗小行星如预期的抵达,这是第一次准确的预测到小行星撞击地球。之后,在地球表面上寻获数百颗的陨石碎片。因为此一事件发生在人烟稀少的地区,到目前为止,没有任何已经提出的报告提到它所造成的影响。

2009年印度尼西亚事件

在2009年10月8日,一颗巨大的火球出现在印尼的波尼附近天空中。这个天体被认为是一颗直径10米的小行星,估计这颗火球释放出的能量为5万吨黄色炸药,或是2倍于广岛原子弹。没有人员伤亡的报导。

2013年俄罗斯流星事件

在2013年2月15日,当流星体在俄罗斯的车里宾斯克上空爆炸后,造成了当地1,200人的受伤。当地日出之际有着挥之不去越来越明亮的条纹出现,几秒钟之后,该物体达到最大强度,巨大的震波爆炸使得玻璃碎裂,并遮盖过汽车防盗器的警报声,随后还伴随着几次小爆炸。



阿登型小行星

阿登型小行星,是近地小行星的子类之一,以第一颗被发现的成员“阿登”小行星 (Aten) 来命名。它们的半长轴均小于1天文单位,位于地球轨道以内。

大多数已知的“阿登型”小行星中,其远日点均大于1天文单位,少数例外的,只有(163693) 2003 CP20、2004 JG6、(164294) 2004 XZ130、2005 YQ96等小行星,它们的远日点均小于1 AU,因此又被分为地内小行星 (Apohele asteroid)。

在所有成员天体中,拥有最短半长轴的是地内天体2004 JG6 (0.635 AU)。而另一颗天体(66391) 1999 KW4,它的半长轴为0.642 AU,其近日点达0.200 AU,在水星的轨道以内。前者的半长轴虽然较短,但近日点仅能到达金星轨道以内,并未如后者般可超越水星轨道。

对地球威胁最高的阿登型成员,是于2004年发现的小行星99942,该天体有机会于2036年撞地球,酿成灾难。

截至2011年6月,已知的阿登型小行星共约670颗,当中有86颗拥有永久编号,有10颗拥有正式名称。



阿波罗型小行星

阿波罗型小行星是以小行星阿波罗为首命名的一群近地小行星,(1862) 阿波罗则是这一群中最早被发现的小行星。她们的轨道半径大于地球轨道半径,而横越地球轨道的小行星,其中有些非常接近地球,而对我们的地球造成威胁(轨道长半径越接近地球轨道半径,且轨道扁率越小的就会越靠近地球)。

阿波罗型小行星中已知最大的是(1866) 薛西佛斯(Sisyphus),直径大约是10公里,与撞击在今墨西哥境内尤卡坦半岛并有可能造成了白垩纪第三纪时代恐龙与生物大灭绝的陨石大小相近。另外,据科学分析,2013年车里雅宾斯克小行星撞击事件可能也是阿波罗型小行星造成。

截至2011年6月,已知的阿波罗型小行星已经超过4,000颗,当中约有570颗拥有永久编号,有60颗拥有正式名称。



阿莫尔型小行星

阿莫尔型小行星,是近地小行星的子类之一,该分类以小行星1221的名字“阿莫尔” (Amor) 来命名。这些小行星的近日点均在地球轨道以外,介乎 1.017 至 1.3 AU 之间,不会威胁到地球。火星的两颗卫星,火卫一及火卫二,有可能原是属于阿莫尔型小行星,后来被火星的引力掳获,成为它的卫星。

在众多阿莫尔型小行星中,最著名的是(433) 爱神星,他是第一个有太空船环绕的小行星,最后探测器会合-舒梅克号还成功的降落在这颗天体上。

数量

现时已知的小行星中,截至2011年6月,有超过3300颗被分为阿莫尔型,有约470颗拥有永久编号,68颗拥有正式名称。

依半主轴分类

依照与太阳之间的平均距离(半主轴),阿莫尔型小行星可以细分为四类。

阿莫尔Ⅰ型

阿莫尔Ⅰ型小行星的半主轴介乎地球与火星之间,即在 1.000 至 1.523 AU 之间,而数量方面则少于整个阿莫尔型的五分之一,阿莫尔Ⅰ型的离心率也比另外三型低。

一些阿莫尔Ⅰ型的成员,如(15817) Lucianotesi,不会穿越火星轨道,可认作属于“地火带”天体,然而,并非所有位于地球与火星间的小行星皆属于阿莫尔型。

横越过火星轨道的阿莫尔Ⅰ型小行星(例如(433) 爱神星),会由内侧越过火星轨道。

也有一些阿莫尔I型小行星,其半主轴非常接近地球轨道(例如小行星1992 JD),可以被归类为地球少女型小行星(Arjuna asteroid)。它们的离心率很低,因此轨道与地球相似。

阿莫尔Ⅱ型

阿莫尔Ⅱ型小行星的半主轴介乎火星与主小行星带之间,即在 1.52 至 2.12 AU 之间,数量方面约为全部阿莫尔型的三分之一,(1221) 阿莫尔小行星也是II型的一员。它们拥有中等离心率 (0.17 - 0.52),全数会越过火星轨道。

阿莫尔Ⅲ型

阿莫尔Ⅲ型小行星占整个阿莫尔型的一半,全数均来自小行星带,其半主轴介乎 2.12 至 3.57 AU 之间。它们的离心率较高 (0.4 - 0.6),可运行至地球轨道附近。

由于离心率高,近三分之一的Ⅲ型小行星会运行至距离木星轨道 1 AU 范围以内,例如有(719) Albert和(1036) Ganymed,更极端的甚至会穿过木星轨道,例如小行星5370。

又由于它们均在小行星带以内,不少Ⅲ型天体均属于小行星带的支类。例如(887) 艾琳达(Alinda) 又被划分为艾琳达家族。

阿莫尔Ⅳ型

阿莫尔Ⅳ型小行星的半主轴均在 3.57 AU 以上,数量方面很少。它们拥有很高的离心率 (0.65 - 0.75),全数能横过木星轨道,但轨道不及“达摩克型”和彗星般椭圆 (e ~ 0.9)。唯一拥有正式名称的Ⅳ型天体是“(3552) 唐吉诃德”小行星。

越轨天体

掠地小行星

一些小行星的轨道通常会在地球之后,但它们的近日点会处于地球的近日点 (0.9833 AU) 和远日点 (1.0167 AU) 之间,这些天体被称为“掠地小行星”,它们同时也分别是属于“阿波罗型”及“阿莫尔型”,当中前者的近日点均少于1 AU。

潜在危险小行星

不少对地球潜在危险的小行星均属于“阿登型”或“阿波罗型”,它们会越过地球轨道,但有为数为十分之一的潜在危险小行星属于“阿莫尔型”。一颗天体的轨道,需距离地球轨道 0.05 AU 或以下,方能列入潜在危险天体。因此,一颗对地球有潜在危险的阿莫尔型小行星,其近日点需在 1.05 AU 以下。这类阿莫尔型天体,现时已知有50颗。

越地小行星

虽然根据“阿莫尔型”的定义,不可能有任何此类天体会越过地球轨道,但当它们靠近地球、火星或木星,它们会因引力摄动而改变轨道,并有机会越过地球轨道,而这些被改变轨道的天体也可能不再属于“阿莫尔型”,并会编入其他分类。

著名的阿莫尔型小行星
(433) 爱神星
(719) Albert
(887) 艾琳达(Alinda)
(1036) Ganymed
(1221) 阿莫尔
Nyx



阿周那型小行星

阿周那型小行星,亦有中文翻译将其译作地球少女型小行星,是近地小行星的一族,其名称来源于印度古典梵文史诗《摩诃婆罗多》中的主角阿周那(英文:Arjuna,梵文:अर्जुन)。

阿周那型小行星的轨道特性与地球的非常相似:与黄道面的倾斜角很低,轨道周期与地球接近(~1年),还有低离心率,且它们在轨道上的速度与地球的速度差非常的小。这类小行星的定义经常会与阿莫尔型、阿波罗型和阿登型三种主要的近地小行星类型混淆。

阿周那型小行星是非常罕见的小行星。小行星1992JD是该类小行星之一。但目前尚未有小行星以“阿周那”命名,名称最接近者为(20300) Arjunsuri,但其并非是阿周那型小行星,只是名称上相似而已。

可能的阿周那型小行星
1991 VG
2003 YN107
2006 JY26
2009 SH2
2013 BS45



祝融型小行星

祝融型小行星(Vulcanoid)是假设上存在于行星的水星轨道之内,在动力学稳定区内绕行太阳的小行星族群,与太阳距离介乎0.08至0.21个天文单位之间。它们的名称源自假设中的祝融星,但从1915年已经证明并不存在。迄今也尚未发现祝融型小行星,并且也不清楚是否有任何的存在。

如果它们存在,祝融型小行星很容易逃避掉检测,因为它们会很小,而且在明亮耀眼的太阳附近而被掩蔽掉。由于它们靠近太阳,从地面上的搜寻只能在曙暮光或日食过程中进行。任何一颗祝融型小行星的直径应该大约介于100米(330英尺)和60千米(37英里)之间,并且轨道位在重力稳定区的外侧边缘与非常接近圆形。

祝融型小行星,如果它们被发现,可能可以提供行星形成第一阶段的材料,以及洞察早期太阳系的一般状况。虽然在太阳系内其他的每一个重力稳定区内都已经发现有天体存在,非引力的作用,如亚尔科夫斯基效应或太阳系发展早期阶段迁移的影响,都可能耗尽这些区域可能存在的任何小行星。

由于广义相对论已经能解释水星近日点的进动,祝融星已经成为历史。

到现时为止,虽然美国国家航空航天局进行多次搜寻,但尚未有任何水内小行星被发现。此类搜寻因为太阳强光的影响,是极难进行的。纵使真的存在,根据预测它们的直径也不会超过60公里,否则在之前的搜寻中早已被发现。

人们搜寻过的空间在重力上是稳定的,因此认为此等小行星有可能存在。在太阳系其他稳定的地带也可以找到天体,还有水星表面满布的环形山可以说明,早期的太阳系有可能存在大量此类小行星。

重要性

祝融型小行星,做为一种全新类型的天体,必然会引起兴趣和有它们自己的正当性,但无论是否发现它们的存在,都可以对洞察太阳系的形成与演化产生影响。如果它们存在,它们可能包含行星形成早期阶段残留下来的材料,并且有助于确定类地行星,特别是水星,形成的条件。特别是,如果祝融型小行星是存在或是曾经存在过,它们将代表只影响到水星的另外一群撞击物,使这颗行星的表面显得比它实际的更老。如果发现祝融型小行星不存在,这将使行星的形成受到不同制约,并且建议在内太阳系进行其它的过程,像是行星迁徙进行清除这些区域的工作。



特洛伊小行星

特洛依群小行星是与木星共用轨道,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。

依照原本的规范,特洛伊小行星的轨道半长轴是介于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。这个规范现在也适用在其他天体的相似情况下,而在这些情形下会标示出主要的天体。例如:海王星的特洛伊小行星2001 QR322。

在2006年,夏威夷凯克天文台的一个小组宣布,他们曾经测量到一个小行星(617)普特洛克勒斯(Patroclus)的密度比结冰的水还要低,因而建议这是一对小行星,而且许多特洛伊小行星都可能是双星。彗星或柯伊伯带天体在大小和组成上(冰与包覆在外围的尘埃),也是可能的对象。而在未来,他们可能才是主要的小行星带天体。(reference: 2.Feb issue of Nature)

历史

巴纳德被认为是第一个观察到特洛伊小行星的人。在1904年,当时没有人注意到他的观测,而认为他观测到的是土星的卫星土卫九(Phoebe),因为当时两者在天空中的距离只有两弧分角,或者只是一颗恒星。直到特洛伊小行星(12126)1999 RM11在1999年再度被发现与确认轨道之后,巴纳德的观测才受到重视。但真的要确认巴纳德看到的究竟是哪个天体,大概只有历史学家才有兴趣了。

在1906年2月,德国天文学家马克斯·沃夫(Max Wolf)发现一颗位于太阳-木星的拉格朗日点L4上的小行星,后来以荷马在神话故事伊利亚特的的英雄阿基里斯命名为(588)阿基里斯,在几个月内呈现异常的轨道运动,并且在不久之后,许多其他的小行星也在这个点的附近被发现(包括太阳-木星系统的另一个拉格朗日点L5)。

迄2007年9月,已经确认的特洛伊小行星有2,239颗,其中1,192颗在L4点,1,047颗在L5点,而在1999年10月,总数只有177颗被赋予数字的编号,在2004年7月也才只有877颗,2005年8月,达到1,826颗,到了2006年6月已经达到2,049颗。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。无庸置疑的,有许多更小的天体以现在的仪器还无法看见。

命名法

在马克斯·沃夫的主导下,特洛伊小行星都以伊利亚特剧中的希腊英雄人物命名,事实上只限于L4点,所以也称为希腊群或以阿基里斯为代表称为阿基里斯群;在L5点的则以特洛伊的英雄来命名,代表人物则是普特洛克罗斯,所以也称为特洛伊群或普特洛克勒斯群。但令人困惑的是,普特洛克罗斯是属于希腊的英雄人物,但(617)普特洛克勒斯却是在L5点发现的第一颗小行星。其实是因为当时还没有建立希腊和特洛伊分开命名的规则,所以在希腊群中也有特洛伊的英雄(624)赫克特。

由于伊利亚特剧中特洛伊战争的人物被用于特洛依群小行星的命名,而最初特洛伊又仅用于称呼和木星分享轨道的小行星,所以当在火星与海王星的拉格朗日点都有小行星被发现后,这些特洛伊小行星就必须称为火星特洛伊或海王星特洛伊。另外,在土星的卫星中也发现了两组特洛依卫星,土卫十三(Telesto)-土卫三(Tethys)-土卫十四(Calypso)和土卫十二(Helene)-土卫四(Dione)-土卫三十四(Polydeuces)。

广泛分布的特洛伊小行星,或许也扮演了卫星形成的重要角色。在居于领导地位的大碰撞理论中,在非常早期的太阳系,就有一颗火星大小的行星和地球发生碰撞。由于撞击不仅必须击中地球的侧面,还不能太为猛烈(不然这两个天体都将被彻底的毁灭)。因此这颗假设中的行星忒亚(Theia),在撞击地球之前必须是颗位在地球-太阳系统稳定的拉格朗日点上,然后才有一些因素慢慢的改变了他的轨道,最后才进入与年轻的地球碰撞的轨道上。

地球的特洛伊小行星

2010 TK7是首颗被发现的地球的特洛伊小行星。



海王星特洛伊

海王星特洛伊(是类似特洛伊小行星的小行星)是与海王星有着相同的轨道与周期的小行星,至2007年3月已经被发现了6颗。这六颗小行星是2001 QR322, 2004 UP10, 2005 TN53, 2005 TO74, 2006 RJ103和2007 RW10,它们的位置在海王星轨道的L4 拉格朗日点上,是在海王星前方60°的细长弧形区域。

2005 TN53是在较高的倾角(>25°)上被发现的,因此强烈的建议特洛伊是较厚的云带,同时也认为较大的(半径≈ 100 公里)海王星特洛伊数量会超过木星特洛伊小行星的数量级。

如果未来能在轨道后方60°的L5上发现海王星特洛伊,也许有可能让计划在2014年探测冥王星与柯伊伯带天体的新视野号太空船也穿越此一区域探测一下。



火星特洛伊

火星特洛伊是一群与行星中的火星共享轨道,环绕着太阳运转的特洛伊天体。它们可以在火星轨道前方和后方各60度的两个拉格朗日点的附近被发现,但目前还不了解火星特洛伊的起源。一个理论认为火星特洛伊是在太阳系形成时就被捕获在拉格朗日点的小行星,但是,对火星特洛伊的光谱研究显示实情并非如此。另一种解释认为是在太阳系形成之后,有些小行星游荡到火星的拉格朗日点。但这也令人质疑,因为考虑到火星的质量实在是太低了。

目前,这个集团中有7颗在长期数值模拟下被证实是稳定的小行星,但小行星中心只认可其中的三颗,另外还有一颗候选者:

L4 (前导云):
(121514) 1999 UJ7

L5 (后随云):
(5261) Eureka
1998 VF31
2001 DH47
2007 NS2
2011 SC191
2011 UN63

候选者:
2011 SL25



地球特洛伊

地球特洛伊是轨道在邻近地球-太阳拉格朗日点L4和L5上运行的小行星。它们类似于木星与拉格朗日点相关联的小行星,都被称为特洛伊小行星。

从地球表面上观察,它们的位置大约在太阳的东方或西方60度,但人们倾向于在更大的分离角度上搜寻小行星,因此很少在这样的位置上找到小行星。

直径300米的2010 TK7位于地球前方60度拉格朗日点L4,是加拿大阿撒巴斯卡大学的马丁·康诺斯(Martin Connors)使用WISE发现的。它是第一颗被确认的地球特洛伊小行星。

列表

L4
2010 TK7

L5
目前还没有

重要性

即使它们的距离比月球远上了十余倍,地球特洛伊的轨道仍然使我们只需使用少于前往月球的代价便能抵达。这类小行星有一天可能会成为地球表面罕见元素的主要来源。在地球,亲铁元素,像是铱是很难发现的,大部分都在行星形成后不久就沉降在行星的核心。一颗小行星可能是这类元素的丰富来源,即使其整体组织类似于地球,但因为它们的体积小,热量散失得比行星快,一旦成型后不会再融化,没有分异的先决条件。它们微弱的重力场也会抑制重元素和轻元素的分离;像2010 TK7这样大小的质量,表面重力会低于地球的0.00005倍。

地球的其它伙伴

地球有第二个伙伴,直径大约5公里的(3753)克鲁特尼,在被称为复合马蹄形的特殊类型共振轨道上,但与地球的关系可能只是临时性的。还有几个小天体也有类似的轨道,它们都是1:1的共振轨道,但因为它们不在L4或L5的拉格朗日点上,所以不是地球的特洛伊小行星。



2010 TK7

2010 TK7



2010 TK7是由NASA的红外线空间望远镜广域红外线巡天探测卫星(WISE)于2010年10月发现的小行星。2011年7月27日《自然》期刊发表的一篇论文证明2010 TK7是地球的特洛伊小行星,它也成为人类历史上发现的第一颗地球特洛伊小行星。

背景

特洛伊天体是指轨道与大型行星或卫星轨道交迭的小型行星或卫星,它们都位于相应行星或卫星的两个稳定拉格朗日点L4和L5——在大型行星或卫星轨道之前和之后成60°角处——附近。之前仅在火星、木星、海王星以及土星的卫星发现其拉格朗日点存在特洛伊小行星。潜在的地球特洛伊小行星,由于其与太阳角距太小,经常被日光所掩盖,在以前从未被观察到。

发现

2010 TK7于2010年10月由阿萨巴斯卡大学、UCLA和西安大略大学的天文学家利用NASA的红外线空间望远镜广域红外线巡天探测卫星(WISE)发现的,当时WISE正在执行一项从2010年1月至2011年2月的巡天计划。之后,天文学家利用WISE和位于夏威夷的地面大型光学望远镜加拿大-法国-夏威夷望远镜(CFHT)对2010 TK7进行深入研究,在2011年5月21日估算出它的轨道,并于2011年7月27日在《自然》期刊发表论文证实它是一颗地球特洛伊小行星。2010 TK7也因此成为人类历史上发现的第一颗地球特洛伊小行星。

特征

2010 TK7的直径约为300米。公转周期为365.394个地球日,和地球的公转周期(365.256地球日)相似。2010 TK7位于地球的一个拉格朗日点L4附近,它的近日点不小于0.8AU,而远日点不超过1.19AU。2010 TK7的绝对星等为20.586。2010 TK7离地球最近的距离不会小于12,400,000英里(20,000,000公里),即它离地球最近是也在地月距离的50倍以上。

由于太阳系其他天体的引力作用,特洛伊天体一般并不会一直固定拉格朗日点上,而是在拉格朗日点附近呈蝌蚪状的环型轨道震荡。2010 TK7的轨道更不寻常,其环型轨道非常的大,有时候它可以到达地球相对太阳的背面,接近拉格朗日点L3,它在L4和L3来回移动的周期约为400年。而且有研究认为,在公元500年时,2010 TK7的位置可能在拉格朗日点L5(地球之后60°角处),然后才通过L3来到点L4附近。由于2010 TK7的混沌特征,对它未来轨道的预测将会十分困难。

目前还没有对2010 TK7进行光谱分析,所以它的组成成分仍不清楚。

探索可能性

由于2010 TK7围绕太阳公转的轨道和地球不在同一平面上,而且在未来一万年中,它和地球最近的距离达12,400,000英里(20,000,000公里),这意味着前往2010 TK7需要大量的燃料,因此在近期的太空计划中不太可能将2010 TK7作为探索的目标。



准卫星

准卫星是与行星有着1:1轨道共振,在公转许多次后便会接近行星并留驻的天体。

准卫星绕太阳公转的轨道周期与行星相同,但是有着不同的离心率(通常更大),如右图所示。当从行星上观察这颗行星的准卫星时,会出现绕着行星的椭圆行逆行轨迹。

对比于真卫星,准卫星的轨道位于行星的希尔球之外,并且是不稳定的。经过一段时间的发展,倾向于成为其他类型的共振运动,使它们不再逗留在行星的附近,然后可能又会回到准卫星的轨道,等等不一而足。

其他型式的1:1共振轨道包括马蹄形轨道和环绕着拉格朗日点的蝌蚪形轨道,但是这种轨道的天体在绕行太阳公转多次之后,不会停留在接近行星的经度上。已知马蹄形轨道的天体有时会转移到一个相对较短的准卫星轨道,因此有时会混为一谈。这种例子像是2002 AA29。

例子

地球
迄2016年,已知地球有6颗准卫星:(3753)克鲁尼特、2002 AA29、2003 YN107、2004 GU9、2010 SO16和2016 HO3。这些天体会在准卫星轨道上逗留数十年、数百年或更长的时间。

金星
金星有一颗准卫星,2002 VE68。这颗小行星也是水星轨道穿越小行星和越地小行星;它成为金星的伴侣似乎至少已经有7,000年了,并且似乎注定在大约500年后将从现有的轨道中被弹出。

其他的行星
基于模拟相信天王星和海王星在太阳系(大约45亿年)有能力掌握住准卫星,但是靠近木星的准卫星轨道只能维持稳定约10,000,000年,土星只能维持100,000年。目前还不能确定这些行星是否有准卫星。

人造卫星
在1989年初,前苏联的弗伯斯2号太空船进入环绕火卫一的准卫星轨道,与火卫一的平均轨道半径距离大约只有100公里。依据计算,这艘太空船可以在轨道上逗留数个月之久。但因为导引系统故障,这艘太空船失踪了。



小行星3753

3753 Cruithne



小行星3753(克鲁特尼,Cruithne)是一颗轨道围绕着太阳的小行星,其轨道性质特异,与地球轨道相关。有人认为它是继月亮之后地球的第二颗卫星,但这只是从地球轨道上观察位置时产生的异常现象,严格来说是不正确的。

发现

小行星克鲁特尼在1986年11月10日被位于澳大利亚赛丁泉天文台工作的J. Duncan Waldron与同事罗伯特·麦克诺特、马尔科姆·哈特雷和Michael R. S Hawkins发现。其实它在1983年已被智利南欧天文台的Giovanni de Sanctis和Richard M. West记录过(1983 UH),但直到1997年,加拿大约克大学的Paul Wiegert和Kimmo Innanen以及芬兰图尔库大学的Seppo Mikkola才共同发现了其不同寻常的轨道。

轨道和大小

克鲁特尼的直径大约5公里,与地球最接近的距离是1200万公里,大约是地月距离的30倍。虽然长期看来克鲁特尼的轨道是不稳定的,但Wiegart和Innanen的计算仍指出他的轨道有一段时期几乎与地球同步,但在数百万年内并不会和地球发生碰撞,而且无论在轨道的哪个位置上,从地球上都不可能用肉眼直接看到他。

克鲁特尼一度曾被认为是人造的物体,可能是阿波罗计划产生的太空废弃物。或许是因为他与地球有着不寻常的轨道关系,克鲁特尼曾经是科幻小说家Stephen Baxter在Manifold: Time一书中的物体。

克鲁特尼相对于地球的马蹄形轨道

克鲁特尼的轨道是环绕太阳的椭圆形,但是因为他的轨道周期与地球几乎一样,使他看来就像"跟随"着地球一起绕着太阳。克鲁特尼与太阳的距离和在轨道上的速度与地球的差异非常微小,所以从地球看克鲁特尼就好像在前方有个像肾脏或蚕豆的轨道,克鲁特尼在略少于一年的时间就完成一次这样的路径。因为比一年略少了一些,地球每年就落后这个蚕豆状的轨道一点点,所以从地球上看这个轨道就不是封闭的(更像是蚕豆形的螺旋圈),而是逐渐慢慢远离地球的。

在许多年之后,地球将落后于克鲁特尼足够远,这种在前方逐渐远离的关系就会变成由后方逐渐接近。一但转变成此种关系,克鲁特尼将年复一年的逐渐与地球接近。地球和克鲁特尼之间的重力轨道能量转换将使克鲁特尼的轨道改变约50万公里(地球轨道的改变只有1.3公分)。于是,克鲁特尼环绕太阳的周期会变得比一年长了一点点。蚕豆形的轨道现在开始以相反的方向逐渐远离地球,地球不再是落后在蚕豆形轨道的后方,而是被推向前方。下次发生这一系列变化的时间约在2292年的七月。届时克鲁特尼将接近地球至约一千二百五十万公里。

再经过380至390年之后,这个蚕豆形的轨道路径会出现在地球轨道的另一侧,并再度逐渐接近地球。地球又再一次的的改变克鲁特尼的轨道,使他绕太阳的周期又比地球的一年短了一点点(上一次发生这种变化的时间是1902年,而下一次将发生在2676年。这种模式会一再重复的进行着。

相似的小行星

自克鲁特尼被发现之后,还有三颗接近地球的小行星被发现,她们是(54509) YORP(2000 PH5),(85770) 1998 UP1以及2002 AA29,也都存在于相似的共振轨道上。

其他天体有着马蹄形轨道的例子是:土星的天然卫星土卫十和土卫十一,这两颗卫星环绕着土星相互追随着的运动状态,与克鲁特尼的原理是一样的,但是情况单纯的多了。

火星也有一颗共轨小行星(小行星5261),而木星就有许多了(大约400颗,都是特洛伊小行星);土星的系统内也有其他的共轨小卫星:土卫十三和土卫十四追随着土卫三,还有土卫十二和土卫三十四追随着土卫四。但是她们并没有马蹄形的轨道。

 

   
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