主小行星带（综述）

                     

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　　 本文根据 CC-BY-SA 协议转载翻译自维基百科相关文章。

　　 小行星带是太阳系中的一个圆环形区域，以太阳为中心，大致横跨行星木星和火星轨道之间的空间。该区域包含大量固态、不规则形状的天体，称为小行星或小行星状星体。这些已被确认的天体大小各异，但都远小于行星，且平均彼此相距约一百万千米（约六十万英里）。这个小行星带也被称为主小行星带或主带，以区别于太阳系中其他小行星族群 $^{[1]}$。

　　 小行星带是太阳系中最小且最内侧的环星盘。位于其他区域的小型太阳系天体类别，还包括近地天体、半人马天体、柯伊伯带天体、散射盘天体、塞德纳型天体以及奥尔特云天体。主带总质量中约 60% 集中在四颗最大的小行星：谷神星（Ceres）、灶神星（Vesta）、智神星（Pallas）和健神星（Hygiea）中。小行星带的总质量估计约为月球质量的 3%$^{[2]}$。

　　 谷神星是小行星带中唯一足够大以被归类为矮行星的天体，其直径约为 950 km；而灶神星、智神星和健神星的平均直径均小于 600 km$^{[3][4][5][6]}$。其余在矿物学上已被分类的天体尺寸一直延续到仅数米大小 $^{[7]}$。小行星带中的物质分布极为稀疏，以至于多艘无人航天器已多次穿越该区域而未发生任何碰撞事故 $^{[8]}$。尽管如此，大型小行星之间的碰撞仍然会发生，并能形成小行星族群，其成员具有相似的轨道特征和成分。带内各个小行星依据其光谱进行分类，大多数可归入三大基本类型：富碳的 C 型、富硅酸盐的 S 型以及富金属的 M 型。

　　 小行星带是由原始太阳星云中的一群微行星形成的 $^{[9]}$，这些微行星是原行星的较小前身。然而，在火星与木星之间，来自木星的引力扰动阻碍了这些天体进一步聚积成一颗行星 $^{[9][10]}$，并赋予它们过量的动能，从而在碰撞时将微行星以及大多数初生原行星击碎。其结果是，在太阳系历史最初的一亿年内，小行星带原始质量的 99.9% 被消耗殆尽 $^{[11]}$。其中一些碎片最终进入太阳系内部区域，导致与类地行星的陨石撞击。只要小行星绕太阳的公转周期与木星形成轨道共振，其轨道就会持续受到显著扰动；在这些轨道距离处会形成所谓的柯克伍德空隙，因为小行星被 “扫” 入其他轨道上 $^{[12]}$。

1. 观测史

　　 1596 年，约翰内斯·开普勒（Johannes Kepler）在其著作《宇宙秘典》（Mysterium Cosmographicum）中写道：“在火星与木星之间，我放置一颗行星”，明确表达了他认为在那里应当存在一颗行星的预测 $^{[14]}$。在分析第谷·布拉赫（Tycho Brahe）的观测数据时，开普勒认为火星与木星轨道之间的间隙过大，不符合他关于行星轨道应当分布位置的模型 $^{[15]}$。

　　 在 1766 年他匿名发表的对夏尔·博内（Charles Bonnet）《自然沉思录》（Contemplation de la Nature）的译本附注中 $^{[16]}$，维滕贝格的天文学家约翰·丹尼尔·提丢斯（Johann Daniel Titius）$^{[17][18]}$ 指出行星布局中似乎存在某种规律，这一规律后来被称为提丢斯–波得定律（Titius–Bode Law）。如果从 0 开始构造一个数列，然后依次取 3、6、12、24、48 等数（每次加倍），再给每个数字加上 4 并除以 10，就可以得到与当时已知行星轨道半径（以天文单位计）惊人接近的数值——前提是必须承认在火星（对应数列的 12）与木星（48）轨道之间存在一颗 “缺失的行星”（对应数列的 24）。在附注中，提丢斯写道：“难道造物主会把那片空间空出来吗？绝不会。”$^{[17]}$

　　 当威廉·赫歇尔（William Herschel）于 1781 年发现天王星时，其轨道与这一定律高度吻合，使得一些天文学家断定，在火星和木星轨道之间必然存在一颗行星 $^{[19]}$。

　　 1801 年 1 月 1 日，西西里巴勒莫大学天文学主席朱塞佩·皮亚齐（Giuseppe Piazzi）发现了一个微小的移动天体，其轨道半径与该规律所预测的数值完全一致。他将其命名为 “谷神星”（Ceres），取自罗马的丰收女神、亦为西西里的守护神。皮亚齐起初认为它可能是一颗彗星，但其缺乏彗发的特征表明它更像是一颗行星 $^{[20]}$。由此，上述规律成功预测了当时八颗行星（即水星、金星、地球、火星、谷神星、木星、土星和天王星）的轨道半长轴。

　　 与谷神星的发现同时，应弗朗茨·克萨韦尔·冯·扎克（Franz Xaver von Zach）的邀请，24 名天文学家组成了一个非正式团体，被称为 “天上警察”（celestial police），其明确目的在于寻找更多行星；他们重点在火星与木星之间搜索，因提丢斯–波得定律预言该区应存在一颗行星 $^{[21][22]}$。

　　 大约 15 个月后，“天上警察” 成员海因里希·奥伯斯（Heinrich Olbers）在同一区域发现了第二个天体——智神星（Pallas）。但与其他已知行星不同，谷神星与智神星在望远镜最高放大倍率下仍然呈现为光点，而非解析为圆面。除了快速移动外，它们与恒星几乎无差别 $^{[23]}$。

　　 因此，1802 年，威廉·赫歇尔（William Herschel）建议将它们划入一个独立类别，并以希腊语 *asteroeides*（意为 “类星的”）为来源，为其命名为 “asteroids”（小行星）$^{[24][25]}$。在完成对谷神星与智神星的一系列观测后，他得出结论 $^{[26]}$：

　　 无论是 “行星” 还是 “彗星” 这一称谓，都不能恰当地应用于这两个天体……它们与小恒星极为相似，以至于几乎无法将其区分开来。基于它们这种类星的外观，我取其名，称之为 “小行星”；但我保留更改其名称的权利，若日后发现一个能更好表达其本质的术语。

　　 到 1807 年，进一步观测又在该区域发现了两颗新天体：婚神星（Juno）与灶神星（Vesta）$^{[23]}$。然而，拿破仑战争中利林塔尔（Lilienthal）天文台的焚毁使这一早期发现阶段被迫终结 $^{[27][23]}$。

　　 尽管赫歇尔已提出 “小行星” 一词，但在接下来的几十年里，人们仍普遍将这些天体称为行星 $^{[16]}$，并按发现顺序为其编号：1 谷神星、2 智神星、3 婚神星、4 灶神星。然而 1845 年天文学家卡尔·路德维希·亨克（Karl Ludwig Hencke）发现了第五个天体（5 义神星 Astraea），紧接着更多天体以加速的速度被发现。将它们都算作行星变得愈发不切实际。最终，它们被从行星名单中移除（最早由亚历山大·冯·洪堡在 1850 年代初提出），而赫歇尔所造的 “小行星”（asteroids）一词逐渐成为通用称谓 $^{[16]}$。

　　 1846 年海王星（Neptune）的发现使提丢斯–波得定律在科学界迅速失去信誉，因为其轨道与该定律所预测的位置毫不相近。直至今日，这一定律仍无科学解释，天文学界普遍认为它只是巧合 $^{[28]}$。

　　 “asteroid belt”（小行星带）这一表达在 19 世纪 50 年代初开始被使用，但确切由谁最先创造此术语已难以考证。其最早的英文用例似乎出现在亚历山大·冯·洪堡（Alexander von Humboldt）的《宇宙》（*Cosmos*）1850 年的英文译本（由 Elise Otté 翻译）中 $^{[29]}$：“[…] 以及流星在 11 月 13 日与 8 月 11 日附近的规律出现，这些流星很可能属于一条与地球轨道相交、以行星速度运动的小行星带的一部分。” 另一处早期的用例出现在罗伯特·詹姆斯·曼（Robert James Mann）的《天国知识指南》（*A Guide to the Knowledge of the Heavens*）中 $^{[30]}$：“小行星的轨道位于一条宽广的空间带中，延伸于[…] 的极限之间。” 美国天文学家本杰明·皮尔斯（Benjamin Peirce）似乎采用并推广了这一术语 $^{[31]}$。

　　 到 1868 年年中，已定位的小行星超过 100 颗，而 1891 年马克斯·沃尔夫（Max Wolf）将天体摄影技术引入小行星搜寻后，发现速度显著加快 $^{[32]}$。到 1921 年已发现 1,000 颗小行星 $^{[33]}$，1981 年达到 10,000 颗 $^{[34]}$，并在 2000 年突破 100,000 颗 $^{[35]}$。现代小行星巡天系统现已使用自动化方法，以不断增长的数量探测新的小行星。

　　 2014 年 1 月 22 日，欧洲航天局（ESA）的科学家首次明确报告在小行星带最大天体谷神星（Ceres）上探测到水汽 $^{[36]}$。该探测由赫歇尔空间天文台（Herschel Space Observatory）利用其远红外能力完成 $^{[37]}$。这一发现出乎意料，因为通常认为会 “喷出气流与羽状物” 的是彗星而非小行星。正如其中一位科学家所言：“彗星与小行星之间的界线正变得越来越模糊。”$^{[37]}$

2. 起源

形成

　　 1802 年，在发现智神星（Pallas）后不久，奥伯斯（Olbers）向赫歇尔（Herschel）和卡尔·高斯（Carl Gauss）提出：谷神星（Ceres）与智神星可能是曾经存在于火星—木星区域的一颗巨大行星的碎片，该行星在数百万年前因内部爆炸或彗星撞击而解体 $^{[38]}$；而敖德山天文学家 K. N. Savchenko 则提出：谷神星、智神星、婚神星（Juno）和灶神星（Vesta）并非爆炸行星的碎片，而是 “逃逸的卫星”$^{[39]}$。然而，摧毁一颗行星所需的能量极其巨大，加之小行星带的总质量仅约为地球月球质量的 4%$^{[3]}$，均不支持这些假说。此外，小行星之间显著的化学差异也难以用同一母体行星来解释 $^{[40]}$。

　　 关于小行星带形成的现代假说与太阳系总体的行星形成过程相关，即与长期存在的星云假说相似：一团由星际尘埃与气体构成的云在引力作用下坍缩，形成一个旋转的物质盘，随后凝聚形成太阳与行星 $^{[41]}$。在太阳系历史的最初几百万年里，微粒之间的黏性碰撞使其逐渐聚集成更大的团块；当这些团块的质量达到一定阈值后，它们便能够通过引力吸引其他物体，成为微行星（planetesimals）。这种引力聚积过程最终导致行星的形成 $^{[42]}$。

　　 但位于未来小行星带所在区域的微行星受到了木星引力的强烈扰动 $^{[43]}$。轨道共振发生在小行星的公转周期与木星轨道周期构成整数比的区域，从而将小行星扰动至其他轨道；火星与木星之间存在大量此类轨道共振。当木星在形成后向内迁移时，这些共振会扫过整个小行星带，使其中天体的动力学激发程度上升，并提高其相互之间的相对速度 $^{[44]}$。在某些区域，碰撞的平均速度过高，使得微行星更容易在碰撞中破碎而非聚积 $^{[45]}$，从而阻止了一颗行星的形成。结果，它们继续绕太阳运行，并偶尔发生碰撞 $^{[43]}$。

　　 在太阳系早期历史中，小行星经历了一定程度的熔融，使得其内部物质发生按质量分异。一些母体天体甚至可能经历过阶段性的爆炸性火山活动，形成岩浆海。然而，由于这些天体体积较小，相比大型行星，其熔融期极为短暂，并普遍在约 45 亿年前、即形成后的最初数千万年内结束 $^{[46]}$。2007 年 8 月，一项对据信源自灶神星的南极陨石中锆石晶体的研究发现，灶神星（进而小行星带）形成速度可能非常快——在太阳系形成后的 1000 万年内就已形成 $^{[47]}$。

演化

　　 小行星并不是原始太阳系的 “原始样本”。它们自形成以来经历了显著的演化，包括内部加热（在最初几千万年内）、撞击造成的表面熔融、辐射造成的空间风化，以及微陨石的持续轰击 $^{[48][49][50][51]}$。尽管一些科学家将小行星称为残余微行星（residual planetesimals）$^{[52]}$，但也有科学家认为它们已是独特的类群 $^{[53]}$。

　　 当前的小行星带被认为仅含有原始小行星带质量的一小部分。计算机模拟表明，原始小行星带的质量可能与地球相当 $^{[54]}$。主要由于引力扰动，大部分物质在形成后的约 100 万年内被从小行星带中清除，仅剩不到原始质量的 0.1%$^{[43]}$。自形成以来，小行星带的大小分布保持相对稳定；主带小行星的典型尺寸并未出现显著增大或减小 $^{[55]}$。

　　 与木星存在 4:1 轨道共振的位置（轨道半径 2.06 天文单位，AU）可视为小行星带的内边界。木星的引力扰动会使位于该处的天体被推入不稳定轨道。大多数形成在此间隙以内的天体在太阳系早期历史中被火星（其远日点为 1.67 AU）吸积，或被火星的引力扰动驱逐出该区域 $^{[56]}$。洪伽利亚小行星族（Hungaria asteroids）位于 4:1 共振内侧更靠近太阳的位置，但由于其轨道倾角较高，得以避免被扰乱 $^{[57]}$。

　　 在小行星带形成初期，距离太阳约 2.7 AU 的位置形成了一个 “雪线”（snow line），其温度低于水的冰点。形成于该半径以外的微行星能够积聚冰 $^{[58][59]}$。2006 年，小行星带外侧雪线以外被发现存在一类彗星群，它们可能为地球海洋提供了水源。根据某些模型，地球形成早期由火山逸出所释放的水量不足以形成海洋，因此需要外部来源，如彗星轰击 $^{[60]}$。

　　 小行星带外部包含一些可能在过去几百年间被 “植入” 该区域的含冰天体。其中一个例子是类希尔达彗星（quasi-Hilda comet）362P/(457175) 2008 GO98，它被认为可能是一颗曾经的半人马型天体（centaur），通过与木星的近距离接触而被送入外小行星带 $^{[61]}$。

3. 特性

　　 与大众想象相反，小行星带大部分区域实际上是空旷的。小行星分布在极其巨大的体积中，因此如果不进行精确瞄准，想要接触到任意一颗小行星的概率非常低。然而，现今已知的小行星数量达数十万颗，总数可能达到数百万甚至更多，具体取决于最小尺寸的划定标准。已有超过 200 颗小行星被确认其尺寸大于 100 km$^{[63]}$，而红外波段的巡天研究显示，小行星带中直径 1 km 或以上的小行星数量介于 70 万至 170 万之间 $^{[64]}$。

　　 主小行星带中的小行星数量随其尺寸减小而稳定增加。虽然其尺寸分布总体上符合幂律关系，但在约 5 km 与 100 km 处存在 “凸起”（bumps），即这些尺度的小行星比幂律预测的数量更多。大约 120 km 以上的多数小行星是原始天体，自吸积时代起便存续至今；而大部分较小的小行星则是原始天体破碎后的产物。主小行星带的原始天体族群数量可能是如今的 200 倍 $^{[65][66]}$。

　　 小行星之间的平均距离约为 965,600 km（600,000 英里）$^{[67][68]}$，尽管这一数值会随着不同小行星族群而变化，而较小且尚未被探测到的小行星之间的间距可能更小。小行星带的总质量估计为 (2.39 \times 10^{21}) kg，即月球质量的 3%$^{[2]}$。四个最大天体——谷神星（Ceres）、灶神星（Vesta）、智神星（Pallas）与健神星（Hygiea）大约包含小行星带总质量的 62%，其中仅谷神星一体就占 39%$^{[69][5]}$。

成分

　　 当今的小行星带主要由三大类小行星组成：C 型（碳质）小行星、S 型（硅酸盐）小行星，以及介于两者之间的混合族 X 型小行星。X 型混合族的小行星光谱无明显特征，但可根据反射率分为三类：M 型（金属质）、P 型（原始质），以及 E 型（顽辉石质）小行星。此外，还存在一些无法归入上述主要分类中的额外类型。小行星类型随其距太阳距离增加而呈现成分上的系统变化，依序为：S 型、C 型、P 型，及光谱无显著特征的 D 型小行星 $^{[71]}$。

　　 顾名思义，碳质小行星（C 型）富含碳。它们在小行星带的外部区域占主导地位 $^{[72]}$，而在内带较为罕见 $^{[71]}$。总体而言，C 型小行星占已观测到小行星总数的 75% 以上。它们的色调比其他类型更偏红，反照率较低，其表面成分与碳质球粒陨石类似。从化学上看，它们的光谱与早期太阳系的原始成分一致，只是其中的氢、氦及挥发物已被移除 $^{[73]}$。

　　 S 型（硅酸盐丰富）小行星在距太阳 2.5 AU 以内的小行星带内侧区域更加常见 $^{[72][74]}$。其表面光谱显示含有硅酸盐和少量金属，但缺乏显著的碳质化合物。这说明这些天体的物质已较多地偏离原始成分，可能经历了熔融与再形成过程。它们的反照率较高，占全部小行星的约 17%$^{[73]}$。

　　 M 型（金属质）小行星通常位于主带中部，构成了剩余小行星总体的重要部分 $^{[73]}$。其光谱与铁–镍的光谱相似。有些被认为是经分异的母体天体的金属核，在碰撞中被破坏后所残存的部分。然而，一些硅酸盐化合物也可能产生类似的光谱。例如，大型 M 型小行星 22 号卡利俄珀（Kalliope）似乎并非主要由金属组成 $^{[75]}$。在小行星带中，M 型小行星的数量分布在约 2.7 AU 的半长轴处达到峰值 $^{[76]}$。目前尚不清楚所有 M 型小行星在成分上是否一致，或这一类别是否只是将若干无法清晰归入 C 型与 S 型的不同类型归为一组 $^{[77]}$。

　　 小行星带中的一个谜题是 V 型（Vestoid，灶神星族）或玄武岩质小行星的相对稀少 $^{[78]}$。根据小行星形成理论，类似灶神星大小或更大的天体应当形成地壳与地幔，这些结构主要由玄武岩物质构成，因此应有超过一半的小行星由玄武岩或橄榄石组成。然而观测表明，预测的玄武岩物质中有 99% 处于缺失状态 $^{[79]}$。直到 2001 年为止，小行星带中发现的大多数玄武岩质天体都被认为起源于灶神星（故而得名 V 型），但小行星 1459 Magnya 的发现显示其化学成分与此前发现的其他玄武岩质小行星略有不同，暗示其可能具有不同的起源 $^{[79]}$。这一假说在 2007 年得到进一步支持：在外小行星带发现了另外两颗玄武岩质小行星——7472 Kumakiri 与 (10537) 1991 RY16，它们的玄武岩成分与灶神星无法对应。截至目前，这两颗天体是唯一在外小行星带发现的 V 型小行星 $^{[78]}$。

　　 小行星带的温度随其距太阳的远近而变化。对于带内的尘埃粒子而言，典型温度范围从 2.2 AU 处的 200 K（−73 °C）下降到 3.2 AU 处的 165 K（−108 °C）$^{[81]}$。然而，由于自转的作用，小行星表面的温度可能出现显著变化，原因在于其不同侧面交替暴露于太阳辐射以及星际背景之中。

主带彗星

　　 在外小行星带，一些原本毫不起眼的天体显示出彗星活动。由于它们的轨道无法用传统彗星的俘获机制来解释，因此人们认为外带的许多小行星可能含有冰，而这些冰会在受到小型撞击暴露后发生升华。主带彗星可能是地球海洋的重要来源，因为它们的氘氢比（D/H）远低于传统彗星，不足以支持后者为海水的主要来源 $^{[82]}$。

轨道

　　 “小行星带内的大多数小行星轨道偏心率低于 0.4，轨道倾角低于 30°。小行星的轨道分布在偏心率约 0.07 和倾角低于 4° 处达到最大值。$^{[83]}$ 因此，尽管典型的小行星轨道相对圆且接近黄道平面，但也存在轨道高度偏心或远离黄道平面的情况。

　　 有时，“主带”（main belt）一词专指最为紧凑、天体最为密集的‘核心’区域。该区域位于 2.06 和 3.27 天文单位处的强 4:1 与 2:1 柯克伍德缺口之间，其轨道偏心率通常小于约 0.33，轨道倾角低于约 20°。截至 2006 年，这一区域包含了太阳系内已发现并编号的小行星（小天体）总数的 93%。$^{[84]}$JPL 小天体数据库现已列出超过 100 万颗已知的主带小行星。$^{[85]}$

　　 柯克伍德缺口

　　 “小行星的半长轴用于描述其绕太阳轨道的尺寸，其数值决定了该小行星的轨道周期。1866 年，丹尼尔·柯克伍德宣布在这些天体绕日轨道距离的分布中发现了若干空隙。这些空隙位于它们的公转周期与木星公转周期成整数比的位置。柯克伍德提出，木星的引力扰动会将小行星从这些轨道上移除。$^{[86]}$

　　 当小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期成整数分数关系时，就会形成与这颗气体巨行星的平均运动共振，从而足以扰动小行星，使其进入新的轨道参数。原始的小行星之所以进入这些缺口，是因为木星轨道的迁移所致。$^{[87]}$ 此后，小行星主要因雅可夫斯基效应 $^{[71]}$ 而迁移进入这些缺口轨道，也可能因引力扰动或碰撞进入。进入缺口后，小行星会在共振的作用下逐渐被推入一个更大或更小半长轴的随机新轨道。

4. 碰撞

　　 小行星带中极高的天体数量使其成为一个高度活跃的环境，其中小行星之间的碰撞在深时间尺度上频繁发生。平均半径为 10 公里的主带天体之间的撞击事件预计大约每一千万年发生一次 $^{[88]}$。一次碰撞可能会将一颗小行星碎裂成许多更小的碎片（从而形成一个新的小行星族）$^{[89]}$。相反，以较低相对速度发生的碰撞也可能使两颗小行星结合。经过超过 40 亿年的此类演化过程，如今的小行星带成员与最初的族群已几乎毫无相似之处。

　　 证据表明，直径介于 200 米到 10 公里之间的大多数主带小行星都是由碰撞形成的 “碎石堆”。这些天体由大量形状不规则的碎块组成，主要依靠自引力聚合在一起，因此具有显著的内部孔隙度 $^{[90]}$。除小行星本体外，小行星带中还包含粒径可达数百微米的尘埃带。这些细微物质部分来自小行星之间的撞击，以及微流星体撞击小行星产生的碎屑。由于彭廷–罗伯逊效应，太阳辐射压力会导致这些尘埃缓慢向太阳螺旋式内移 $^{[91]}$。

　　 这些细小的小行星尘埃与被抛出的彗星物质共同生成了黄道光。这种微弱的极光般辉光可在夜间自太阳方向沿黄道面观测到。产生可见黄道光的小行星尘埃粒子平均半径约 40 微米。主带黄道云粒子的典型寿命约为 70 万年。因此，为维持这些尘埃带，必须在小行星带内持续不断地产生新的尘埃粒子 $^{[91]}$。曾经人们认为小行星碰撞是黄道光的主要来源之一。然而，Nesvorný 及其同事的计算机模拟显示，黄道光尘埃中有 85% 来自木星家族彗星的碎裂，而非来自彗星与小行星带中小行星之间的碰撞。小行星带本身最多只贡献约 10% 的尘埃 $^{[92]}$。

陨石

　　 部分碰撞碎片可能形成流星体并进入地球大气层 $^{[93]}$。截至目前在地球上发现的 50,000 颗陨石中，有 99.8% 被认为起源于小行星带 $^{[94]}$。

5. 小行星族与群体

　　 1918 年，日本天文学家平山清次注意到一些小行星的轨道具有相似的参数，从而形成了所谓的 “小行星族” 或 “小行星群”$^{[95]}$。

　　 大约三分之一的主带小行星属于某个小行星族。它们共享相似的轨道要素，如半长轴、偏心率和轨道倾角，并且具有相似的光谱特征，这些都表明它们源自某个更大天体的解体。对主带小行星的这些轨道要素成对绘图时，可以看到若干明显的集中区，即小行星族的存在。目前已知大约有 20–30 个高度可能的小行星族，此外还发现了一些可信度较低的群体。当族群成员呈现相似的光谱特征时，小行星族即可得到确认 $^{[96]}$。规模更小的聚集体通常被称为小行星群（groups）或小行星簇（clusters）。

　　 “小行星带中最显著的一些族群（按半长轴从小到大排列）包括：Flora 族、Eunomia 族、Koronis 族、Eos 族以及 Themis 族 $^{[76]}$。Flora 族是规模最大的族群之一，已知成员超过 800 个，可能形成于不足 10 亿年前的一次碰撞事件 $^{[97]}$。在所有真正属于某一小行星族的成员中，体积最大的为 4 号灶神星（Vesta）。(与此相对，谷神星 Ceres 是 Gefion 族中的 “闯入者”，并非真正成员。) Vesta 族被认为是一次在灶神星表面形成巨大撞击坑的事件所产生的。类似地，HED 陨石也可能正是这次撞击的直接产物 $^{[98]}$。

　　 在小行星带中发现了三条显著的尘埃带。它们的轨道倾角与 Eos、Koronis 和 Themis 小行星族相似，因此很可能与这些族群有关联 $^{[99]}$。

　　 在晚期重轰炸（Late Heavy Bombardment）之后，小行星带的演化很可能受到了大型半人马（centaur）天体与海王星外天体（TNOs）经过的影响。进入内太阳系的半人马与 TNOs 可以改变主带小行星的轨道——但仅限于它们的质量达到约 $1\times 10^{-9},M_{\odot}$（$2.0\times 10^{21}$ kg）时，单次掠过才足以产生影响；若为多次近距离掠过，则所需质量可低一个量级。尽管如此，半人马与 TNOs 不太可能显著扰乱主带中年轻的小行星族群，但它们确实可能影响部分年代久远的族群。当前主带中那些起源于半人马或 TNO 的小行星大多位于小行星带外部，其寿命通常不足 400 万年，并极可能以比典型主带小行星更高的偏心率，在 2.8–3.2 AU 之间运行 $^{[100]}$。”

边缘区域

　　 位于小行星带内侧边缘（范围约 1.78–2.0 AU，平均半长轴约 1.9 AU）的是匈牙利亚（Hungaria）小行星族。该族以其主成员 434 Hungaria 命名，包含至少 52 颗已命名小行星。匈牙利亚族与主带主体之间由 4:1 Kirkwood 缺口分隔，其轨道具有较高倾角。其中一些成员属于 “火星穿越型小行星”，火星的引力扰动很可能是导致该族整体数量减少的重要因素 $^{[57]}$。

　　 主带内侧另一个高倾角族群为 Phocaea 族。该族主要由 S 型小行星组成，而邻近的 Hungaria 族中则包含部分 E 型小行星 $^{[101]}$。Phocaea 族的轨道距离太阳约为 2.25–2.5 AU$^{[102]}$。

　　 位于小行星带外缘的是 Cybele 族，其轨道范围约为 3.3–3.5 AU。Hilda 族的轨道位于 3.5–4.2 AU 之间，轨道较为圆形，并与木星保持稳定的 3:2 轨道共振。超过 4.2 AU 之后直到木星轨道之间的小行星数量非常稀少。在木星轨道附近则存在两大特洛伊小行星族群，若以直径大于 1 km 的天体计，其数量大致与整个小行星带相当 $^{[103]}$。

新形成的小行星族

　　 从天文学尺度来看，一些小行星族的形成相当年轻。例如，Karin 族似乎形成于约 570 万年前，其起源于一颗半径约 33 km 的母体小行星发生撞击碎裂 $^{[104]}$。Veritas 族形成于约 830 万年前，相关证据包括从海洋沉积物中发现的行星际尘埃 $^{[105]}$。

　　 更为近期的例子是 Datura 族，推测约 53 万年前由一次主带小行星碰撞形成。其年龄估计基于成员拥有当前轨道的概率，而非直接物理证据；然而，这个族群可能是部分黄道光尘埃的来源 $^{[106][107]}$。其它近期的小行星簇，例如 Iannini 簇（约 100–500 万年前），可能也为这些小行星尘埃提供了额外来源 $^{[108]}$。

6. 探索

　　 第一艘穿越小行星带的航天器是先驱者 10 号（Pioneer 10），它于 1972 年 7 月 16 日进入该区域。当时有人担心小行星带中的碎片会对航天器构成危险，但之后多艘航天器均安全穿越而未发生事故。先驱者 11 号（Pioneer 11）、旅行者 1 号与 2 号（Voyager 1 and 2）以及尤利西斯号（Ulysses）都曾穿过小行星带，但未拍摄任何小行星影像。卡西尼号（Cassini）在 2000 年穿越小行星带时测量了等离子体和细微尘埃颗粒 $^{[109]}$。在飞往木星的途中，朱诺号（Juno）穿越小行星带，但未采集科学数据 $^{[110]}$。由于小行星带内部物质密度极低，探测器撞上小行星的概率估计低于十亿分之一 $^{[111]}$。

　　 迄今为止，大多数被成像的主带小行星都来自探测器在飞向其他目标时的短暂近距离飞掠机会。只有 “黎明号”（Dawn）任务曾长期在轨研究主带小行星。伽利略号（Galileo）分别于 1991 年与 1993 年拍摄了 951 Gaspra 与 243 Ida；随后 NEAR 探测器于 1997 年成像 253 Mathilde，并于 2001 年 2 月登陆近地小行星 433 Eros。卡西尼号于 2000 年拍摄 2685 Masursky，星尘号（Stardust）于 2002 年拍摄 5535 Annefrank，“新视野号”（New Horizons）于 2006 年拍摄 132524 APL，“罗塞塔号”（Rosetta）则分别于 2008 年 9 月与 2010 年 7 月成像 2867 Šteins 与 21 Lutetia。“黎明号” 在 2011 年 7 月至 2012 年 9 月环绕灶神星（Vesta）运行，并自 2015 年 3 月起一直环绕谷神星（Ceres）运行 $^{[112]}$。

　　 露西号（Lucy）探测器于 2023 年飞掠 152830 Dinkinesh，途中正前往木星特洛伊小行星群 $^{[113]}$。欧洲航天局（ESA）的 JUICE 任务将两度穿越小行星带，并计划于 2029 年飞掠小行星 223 Rosa$^{[114]}$。Psyche 探测器则是 NASA 前往大型 M 型小行星 16 Psyche 的任务 $^{[115]}$。”

7. 参见

• Amor 小行星 —— 近地小行星的一类
• Apollo 小行星 —— 近地小行星的一类
• 小行星采矿 —— 对小行星原材料的开采与利用
• Aten 小行星 —— 近地小行星的一类
• 小行星带殖民 —— 关于人类殖民小行星带的拟议概念
• 碎片盘（Debris disk）—— 围绕恒星运行的尘埃与碎片盘
• 系外小行星（Exoasteroid）—— 太阳系外发现的小行星
• 系外小行星带（Exoasteroid belt）
• 特殊小行星列表（List of exceptional asteroids）
• 小行星任务列表（List of missions to minor planets）
• 费顿（Phaeton）—— 假想的太阳系原始行星

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