소행성대의 물리적 특징

물리적 특징

소행성대는 두 가지 주요한 것을 포함하고 있습니다. 소행성대의 바깥쪽 가장자리에서 목성 궤도에 근접해 있습니다. 탄소치가 풍부한 C-형 소행성을 중심으로 전체 소행성이 75% 이상을 차지하고 있습니다. 다른 소행성에 비해 색은 붉고 반사율이 매우 낮습니다. 그것들의 표면의 조성은 탄소 입자 운석과 유사합니다. 화학 성분과 스펙트럼의 특징은 모두 태양입니다.

초기 상태입니다만, 비교적 가볍고 휘발성이 좋은 물질들(예: 얼음)이 있습니다.
안쪽과 가까운 거리 태양 2.5 천문단위이며 실리콘을 함유한 S-형 소행성이 비교적 흔합니다. 스펙트럼은 표면이 규산염과 일부 금속을 함유하고 있지만 탄소질 화합물의 성분은 뚜렷하지 않습니다. 이는 원시 태양계의 성분과 현저하게 구별되는 것으로, 태양계의 초기 용해 메커니즘에 의해 분화된 결과일 수 있습니다. C형 소행성에 비해 이 소행성은 고반대를 가지고 있습니다. 소행성대의 전체 족속 중에서 약 17%를 차지합니다.

그리고 세 번째 소행성입니다. 전체 M-형 소행성의 약 10%를 차지합니다. 이들의 스펙트럼에는 철-니켈과 유사한 스펙트럼이 들어있어 흰색이나 약간의 붉은색을 띠고 흡수선의 특징은 없습니다. M-형 소행성은 핵심이 철-니켈을 주 모체로 괴멸적 충돌을 거쳐 형성된 것으로 추정됩니다. 주 대역에서 M-형 소행성은 주로 반경 2.7천문단위 궤도에 분포합니다.

 

자전주기

소행성대의 거대한 행성의 자전주기는 하한선이 존재하며 직경이 100m 이상인 소행성은 자전주기가 모두 2.2시간을 넘습니다. 튼튼한 물체는 더 높은 속도로 자전할 수 있지만, 소행성의 자전 주기가 이 수치를 빠르게 지나갈 때 표면의 원심력이 중력보다 크기 때문에 표면의 모든 느슨한 물질은 버려집니다. 그만큼 지름이 넘었다는 뜻이기도 합니다100미터의 소행성은 실제로 충돌한 후입니다. 기왓장 더미에 생겼어요.

 

공전 충돌

고밀도 천체입니다분포는 서로간의 충돌을 빈번하게 합니다. 소행성대에서 반경 10km의 천체는 평균 1000만 년에 한 번꼴로 충돌합니다. 충돌은 많은 소행성의 파편을 발생시킬 수 있으며, 충돌 잔해는 지구 대기권으로 진입하여 운석이 될 수 있습니다. 그러나 소행성은 저속입니다. 충돌 시, 두 소행성이 하나로 결합될 수 있습니다. 지난 40억 년 동안 아직도 소행성대의 구성원들은 여전히 원래의 특징을 유지하고 있습니다.

 

기타 물질

소행성의 본체를 제외하고 소행성대에도 반경 수백 마이크로미터(μm)의 먼지 미립자가 포함돼 있습니다. 이 미세한 입자들의 적어도 일부는 소행성 간의 충돌(또는 미세한 운석체 대 소행성 충돌)에서 온 것입니다. 포인팅 로버트슨 저항으로 인해 태양 복사에서 오는 압력은 이 입자들을 나선의 경로로 천천히 태양을 향하게 합니다.

이 미세한 미립자들이 혜성을 끌어당깁니다. 던진 물질은 황도광을 발생시켰고, 이 희미한 휘광은 태양이 서쪽으로 가라앉은 뒤의 트와일빛 속에서 황도면의 평면을 따라 관찰할 수 있었습니다. 황도광을 발생시키는 입자의 반지름은 대략 40마이크로미터 정도인데, 이 입자가 유지할 수 있는 생명기는 보통 700,000년이기 때문에 반드시 새로 생겨나는 입자가 끊임없이 소행성대에서 나와야 합니다.

 

본대에 있는 소행성은 대략 있습니다. 3분의 1은 서로 다른 가족에 속합니다. 같은 집안의 소행성은 같은 모체의 파편에서 온 것으로 비슷한 궤도 원소를 공유하며 반장축, 이심률, 궤도경사각, 그리고 비슷한 스펙트럼을 가지고 있습니다. 이 궤도 원소들의 그래프에 따르면, 주 대역에 있는 소행성들은 몇 개의 가족으로 모여있습니다. 대략 20-30개의 집단이 소행성족임을 알 수 있습니다. 공통의 기원이 있을 수 있지만 아직 확실한 것은 아닙니다. 소행성족은 스펙트럼의 특징을 빌려 알아볼 수 있습니다. 작은 소행성 집단을 그룹 또는 그룹이라고 합니다.

 

소행성대의 안쪽에 있는 헝가리족 소행성은 1.78과 2.0 천문단위 사이에 평균 반장축 1.9 천문단위)다.헝가리를 중심으로 적어도 52개의 유명한 소행성을 포함하고 있습니다. 헝가리족의 궤도는 모두 높은 경사각을 가지고 있으며, 4:1의 커크우드 틈으로 메인벨트와 분리되어 있습니다. 일부 멤버는 화성 궤도를 넘나드는 소행성입니다. 화성의 소동이 이 가족의 구성원을 감소시켰습니다.

다른 하나는 소행성주 바깥에 있습니다. 인연의 고경각 가문은 복후성족으로 태양으로부터 2.25에서 2.5 천문단위 사이에 궤도를 두고 있습니다. 주로 S-타입의 소행성으로 이루어져 있으며 헝가리족과 가까운 근처에 E-타입의 소행성이 있습니다.
가장 큰 가족 중의 하나인 꽃신성입니다. 족이 이미 알고 있는 구성원은 800개가 넘습니다. 10억 년 전 충돌 이후 형성되었을 수 있으며 주로 주대 안쪽 가장자리에 분포합니다.
메인 벨트 바깥쪽에 원신성이 있습니다. 궤도는 3.3에서 3.5 천문단위 사이입니다. 목성과 7:4의 궤도 공명입니다. 힐다족의 궤도는 3.5와 4.2 천문단위 사이로 목성과 3:2의 궤도를 공명합니다. 상대적으로 4.2천문단위 밖에는 목성과 궤도를 같이 하는 트로이 소행성 사이에 소량의 소행성이 존재합니다.

Karin Cluster는 570만 년 전 지름 약 16km의 모체 소행성에서 충돌하여 생긴 것이 분명합니다. 베리타스족은 830만 년 전에 형성됐으며 증거는 바다에 쌓여 복원된 행성 간 먼지에서 나왔습니다.
더 먼 옛날, 만다 뤄족은 4억5000만 년 전 메인벨트에서 충돌했지만, 나이는 모든 물리적 특징이 아닌 가능한 궤도 원소에 따른 것으로 추정됩니다. 그러나 이 무리들은 황도의 먼지를 피우는 재료가 될 수 있습니다. 이아니 군(약 150만 년 전후)이 만들어져 소행성대 내 먼지의 또 다른 원천을 제공합니다.