ดาวเคราะห์น้อย 951 แกสปรา เป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ถ่ายภาพได้จากยานอวกาศ เมื่อยานกาลิเลโอเคลื่อนเข้าใกล้ในปี ค.ศ. 1991

ลักษณะตามจริงของแถบดาวเคราะห์น้อยไม่ได้เป็นไปอย่างภาพยอดนิยมในจินตนาการ เพราะที่จริงแล้วแถบดาวเคราะห์น้อยแทบจะว่างเปล่า ดาวเคราะห์น้อยจะกระจายตัวกันออกไปในพื้นที่กว้าง จนแทบจะไม่สามารถไปถึงดาวเคราะห์น้อยดวงใดดวงหนึ่งได้ถ้าไม่ตั้งเป้าหมายอย่างระมัดระวัง ถึงกระนั้นก็มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยแล้วกว่าแสนดวง และเชื่อว่ามีจำนวนดาวเคราะห์น้อยอยู่ทั้งหมดเป็นจำนวนหลายล้านดวง ขึ้นกับว่าจะนับวัตถุที่มีขนาดเล็กเพียงไหน มีดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 200 ดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กิโลเมตร[34] ขณะที่การสำรวจด้วยคลื่นอินฟราเรดแสดงให้เห็นว่า มีดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักราว 700,000 ถึง 1.7 ล้านดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 1 กิโลเมตร[35] ความส่องสว่างปรากฏของดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่เป็นที่รู้จักแล้ว มีค่าอยู่ระหว่าง 11-19 โดยมีค่ามัธยฐานที่ประมาณ 16[36]

มวลรวมทั้งหมดของแถบดาวเคราะห์น้อยประมาณว่ามีค่าเท่ากับ 3.0×1021–3.6×1021 กิโลกรัม เทียบเท่ากับ 4% ของมวลของดวงจันทร์ของโลกเรา[1][2] ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดสี่ดวงคือ 1 ซีรีส, 4 เวสต้า, 2 พัลลัส และ 10 ไฮเจีย มีมวลรวมกันประมาณครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดของแถบหลัก เฉพาะ ซีรีส ดวงเดียว ก็มีมวลนับเป็น 1 ใน 3 ของมวลทั้งหมด[3][4] ระยะห่างของวงโคจรของซีรีส ที่ 2.8 หน่วยดาราศาสตร์ ถือเป็นตำแหน่งที่เป็นจุดศูนย์กลางมวลของแถบดาวเคราะห์น้อยด้วย[37]

องค์ประกอบ

Allende ดาวตกแบบ carbonaceous chondrite ที่ตกสู่โลกที่ประเทศเม็กซิโก เมื่อ ค.ศ. 1969

ในแถบหลักประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยซึ่งจัดแบ่งได้เป็น 3 ประเภท ได้แก่ ประเภท C หรือกลุ่มคาร์บอน, ประเภท S หรือกลุ่มซิลิกา และประเภท M หรือกลุ่มโลหะ

ดาวเคราะห์น้อยประเภทคาร์บอน หรือประเภท C มีองค์ประกอบที่เป็นคาร์บอนในปริมาณสูง มักพบอยู่ในบริเวณรอบนอกของแถบหลัก[38] และปรากฏอยู่ในดาวเคราะห์น้อยที่มองเห็นเป็นสัดส่วนถึงกว่า 75% มีสีออกไปทางแดงมากกว่าดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่นๆ และมีค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงของเทหวัตถุ (albedo) ต่ำมาก องค์ประกอบบนพื้นผิวมีลักษณะคล้ายคลึงกับอุกกาบาตแบบ carbonaceous chondrite นอกจากนี้ ในทางเคมี สเปคตรัมของดาวเคราะห์น้อยประเภทนี้คล้ายคลึงกับองค์ประกอบในยุคเริ่มแรกของระบบสุริยะอย่างมาก เพียงแต่มีส่วนประกอบที่เบากว่า และไม่มีองค์ประกอบที่สามารถระเหยได้

ดาวเคราะห์น้อยประเภทซิลิกา หรือประเภท S มักพบมากบริเวณด้านในของแถบหลัก คือมีวงโคจรจากดวงอาทิตย์น้อยกว่า 2.5 หน่วยดาราศาสตร์[38][39] สเปกตรัมพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้แสดงให้เห็นซิลิเกตจำนวนมากรวมถึงโลหะบางชนิด แต่ไม่มีร่องรอยที่เด่นชัดขององค์ประกอบคาร์บอน แสดงว่าแร่ธาตุในตัวได้ผ่านการปรับเปลี่ยนไปจากองค์ประกอบดั้งเดิม ซึ่งอาจเกิดจากการหลอมละลายหรือการก่อตัวใหม่ ดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้มีค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงค่อนข้างสูง และมีจำนวนประมาณ 17% ของจำนวนประชากรดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด

ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ซึ่งมีแร่ธาตุโลหะอยู่มากมีจำนวนประมาณ 10% ของจำนวนทั้งหมด ค่าสเปกตรัมแสดงให้เห็นองค์ประกอบของเหล็ก-นิกเกิล เชื่อว่าบางดวงก่อตัวมาจากแกนกลางโลหะของดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมที่มีการเปลี่ยนรูปเนื่องจากการชน อย่างไรก็ดีดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มซิลิกาบางส่วนก็อาจให้ผลสเปกตรัมแบบเดียวกันนี้ด้วย ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ขนาดใหญ่ 22 Kalliope ซึ่งไม่มีร่องรอยองค์ประกอบดั้งเดิมที่เป็นโลหะ[40] ภายในแถบหลัก การกระจายตัวของดาวเคราะห์ประเภท M มีค่าสูงสุดที่กึ่งแกนเอกประมาณ 2.7 หน่วยดาราศาสตร์[41] ยังไม่ชัดเจนว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท M ทั้งหมดมีองค์ประกอบอย่างเดียวกันหรือไม่ มันอาจมีองค์ประกอบที่แตกต่างกันมากมายซึ่งไม่อาจจัดเข้าเป็นประเภท C และ S ได้เท่านั้นเอง[42]

ยังมีความลึกลับประการหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยเกี่ยวกับร่องรอยของดาวเคราะห์น้อยประเภท V หรือพวกที่มีบะซอลต์[43] ตามทฤษฎีเกี่ยวกับการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยได้ทำนายว่าวัตถุขนาดใหญ่อย่างเวสต้าหรือที่ใหญ่กว่านั้นจะมีโครงสร้างส่วนที่เป็นแผ่นและส่วนที่เป็นชั้นเนื้อ ซึ่งน่าจะมีองค์ประกอบหลักเป็นหินบะซอลต์ ทำให้จำนวนดาวเคราะห์น้อยมากกว่าครึ่งจะต้องมีองค์ประกอบอย่างใดอย่างหนึ่งไม่ว่าจะเป็นบะซอลต์หรือโอลิวีน อย่างไรก็ดี ผลการสังเกตการณ์แสดงว่า 99% ของสสารที่ควรจะเป็นบะซอลต์กลับหายไป[44] จนกระทั่งปี ค.ศ. 2001 ก็ยังเชื่อว่าวัตถุโครงสร้างบะซอลต์ส่วนใหญ่ที่ค้นพบในแถบหลักน่าจะมีกำเนิดมาจากดาวเคราะห์น้อยเวสต้า (เหตุนี้มันจึงได้ชื่อประเภท V) อย่างไรก็ดี การค้นพบดาวเคราะห์น้อย 1459 Magnya ได้เผยให้เห็นความแตกต่างเล็กน้อยขององค์ประกอบทางเคมีของดาวเคราะห์น้อยบะซอลต์อื่นๆ ที่ค้นพบจนถึงเวลานั้น บ่งชี้ว่ามันมีกำเนิดมาจากต่างแหล่งกัน[44] สมมุติฐานนี้ได้รับการสนับสนุนจากการค้นพบดาวเคราะห์น้อยเพิ่มเติมในแถบด้านนอกอีก 2 ดวงในปี ค.ศ. 2007 คือ 7472 Kumakiri และ (10537) 1991 RY16 ซึ่งมีองค์ประกอบบะซอลต์ที่แตกต่างออกไปอีกเป็นการยืนยันว่ามันไม่ได้มีกำเนิดมาจากเวสต้า นับถึงปัจจุบัน ดาวเคราะห์น้อย 2 ดวงนี้ถือเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท V เพียง 2 ดวงเท่านั้นที่ค้นพบในแถบด้านนอก[43]

อุณหภูมิในแถบดาวเคราะห์น้อยมีความแตกต่างกันมากตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ สำหรับอนุภาคฝุ่นในแถบ อุณหภูมิทั่วไปมีค่าระหว่าง 200 K (−73 °C) ที่ระยะ 2.2 หน่วยดาราศาสตร์ ลงไปจนถึง 165 K (−108 °C) ที่ 3.2 หน่วยดาราศาสตร์[45] ทว่าเมื่อคำนึงถึงการหมุนรอบตัวเอง อุณหภูมิพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยก็อาจเปลี่ยนแปลงไปมากในแต่ละด้านเนื่องจากรังสีของดวงอาทิตย์และพื้นหลังระหว่างดาว

วงโคจรและการหมุนตัว

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ในแถบหลักมีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรต่ำกว่า 0.4 และมีความเอียงของวงโคจรน้อยกว่า 30° โดยที่มีค่าการกระจายตัวสูงสุดของความเยื้องศูนย์กลางประมาณ 0.07 และการกระจายของความเอียงวงโคจรไม่ถึง 4°[36] ดังนั้น แม้ดาวเคราะห์น้อยโดยทั่วไปจะมีวงโคจรค่อนข้างเป็นวงกลมและอยู่ในระนาบใกล้เคียงกับระนาบของดาวเคราะห์ แต่ก็อาจมีวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยบางดวงที่บิดเบี้ยวออกไปมาก หรือเคลื่อนตัวออกไปไกลจากระนาบนี้

ในบางครั้ง คำว่า "แถบหลัก" มักใช้อ้างถึงดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่อยู่บริเวณ "แกนกลาง" ของกลุ่ม ซึ่งมีจำนวนดาวเคราะห์น้อยอยู่รวมกันอย่างหนาแน่น ในกลุ่มของแถบหลักนี้มีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรประมาณ 0.33 และความเอียงวงโคจรประมาณ 20° "แกนกลาง" ของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยนี้เป็นศูนย์รวมของมวลมากกว่า 93.4% ของจำนวนดาวเคราะห์ขนาดเล็กในระบบสุริยะทั้งหมด[46]

การวัดรอบการหมุนของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ในแถบหลักแสดงให้เห็นว่ามีเขตจำกัดล่างอยู่ ไม่มีดาวเคราะห์น้อยดวงใดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่า 100 เมตรจะมีคาบการหมุนรอบตัวเองต่ำกว่า 2.2 ชั่วโมงเลย สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่มีคาบการหมุนเฉลี่ยเร็วกว่านี้ แรงเหวี่ยงที่พื้นผิวจะมีค่าสูงกว่าแรงโน้มถ่วง ทำให้วัตถุพื้นผิวที่ไม่ติดแน่นสามารถหลุดออกไปได้ อย่างไรก็ดี วัตถุที่เป็นของแข็งจะสามารถหมุนได้อย่างรวดเร็วกว่า จากเหตุผลนี้แสดงว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนมากที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 เมตรมีองค์ประกอบค่อนข้างยืดหยุ่นอันเกิดจากการสะสมของเศษหินดินทราบที่ถมกันไว้จากการปะทะกันระหว่างดาวเคราะห์น้อย[47]

ช่องว่างเคิร์กวูด

แผนภาพแสดงการกระจายตัวของดาวเคราะห์น้อยตามกึ่งแกนเอกต่างๆ ตามค่าแกนของแถบหลัก ตำแหน่งลูกศรชี้คือตำแหน่งช่องว่างเคิร์กวูด

กึ่งแกนเอกของดาวเคราะห์น้อยดวงหนึ่งๆ ใช้สำหรับอธิบายขนาดของวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ ค่าตัวเลขอธิบายถึงรอบการโคจรของดาวเคราะห์น้อยดวงนั้น ในปี ค.ศ. 1866 แดเนียล เคิร์กวูด ประกาศการค้นพบช่องว่างของวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ช่องว่างนี้อยู่ในบริเวณที่ระยะโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นสัดส่วนจำนวนเต็มของรอบการโคจรของดาวพฤหัสบดี เคิร์กวูดเสนอแนวคิดว่านี่เป็นผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ทำให้ดาวเคราะห์น้อยถูกไล่ออกไปจากแนวโคจรของตน[48]

เมื่อค่าเฉลี่ยรอบโคจรของดาวเคราะห์น้อยมีค่าเป็นสัดส่วนจำนวนเต็มของค่ารอบโคจรของดาวพฤหัสบดี จะเกิดการสั่นพ้องของวงโคจรที่รุนแรงพอจะผลักดาวเคราะห์น้อยในตำแหน่งนั้นออกไปยังระดับวงโคจรใหม่ ดาวเคราะห์น้อยที่บังเอิญอยู่ในตำแหน่งที่เป็นช่องว่างของวงโคจร (ไม่ว่าจะอยู่มาแต่เดิมจากผลของวงโคจรดาวพฤหัสบดี[49] หรือจากผลของแรงผลักครั้งก่อน หรือจากการปะทะระหว่างดาว) ก็จะถูกแรงผลักอย่างแรงส่งไปยังตำแหน่งกึ่งแกนเอกใหม่ซึ่งอาจมากขึ้นหรือน้อยกว่าเดิมก็ได้

ช่องว่างเหล่านี้ไม่ได้เป็นที่ว่างคงที่เมื่อเปรียบเทียบกับการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อย ณ เวลาใดเวลาหนึ่ง เพราะวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยนั้นเป็นวงรี และดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากก็ยังเคลื่อนที่ข้ามไปมาผ่านช่วงรัศมีของช่องว่างเหล่านั้น ความหนาแน่นของดาวเคราะห์น้อยภายในขอบเขตของช่องว่างจึงอาจไม่มีการเปลี่ยนแปลงมากจนมีนัยสำคัญมากนักเมื่อเปรียบเทียบกับอาณาบริเวณโดยรอบ[37]

ช่องว่างหลักปรากฏอยู่ที่ตำแหน่ง 3:1, 5:2, 7:3, และ 2:1 ของค่าการสั่นพ้องวงโคจรกับดาวพฤหัสบดี หมายความว่า ดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ในช่องว่างเคิร์กวูด 3:1 จะโคจรรอบดวงอาทิตย์ไป 3 รอบสำหรับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี 1 รอบ นอกจากนี้ อาจมีการสั่นพ้องอย่างอ่อนๆ เกิดขึ้นที่ค่ากึ่งแกนเอกอื่นๆ ซึ่งมีดาวเคราะห์น้อยอยู่ในตำแหน่งดังกล่าวอย่างเบาบางก็เป็นได้ (ตัวอย่างเช่น การสั่นพ้องที่ตำแหน่ง 8:3 ของดาวเคราะห์น้อยที่มีค่ากึ่งแกนเอกเท่ากับ 2.71 หน่วยดาราศาสตร์ เป็นต้น)[50]

ดาวเคราะห์น้อยโดยหลักๆ ทั้งหมดจะแบ่งออกได้เป็น 3 พื้นที่ใหญ่ๆ โดยยึดถือเอาช่องว่างเคิร์กวูดที่โดดเด่นมาเป็นหลักในการจัดแบ่ง พื้นที่ที่หนึ่งอยู่ระหว่างช่องว่างเคิร์กวูดในบริเวณการสั่นพ้องที่ 4:1 (2.06 หน่วยดาราศาสตร์) จนถึงช่องว่างของการสั่นพ้องที่ 3:1 (2.5 หน่วยดาราศาสตร์) พื้นที่ที่สองอยู่ต่อจากรอยต่อของพื้นที่ที่หนึ่งไปจนถึงช่องว่างที่ตำแหน่ง 5:2 (2.82 หน่วยดาราศาสตร์) พื้นที่ที่สามอยู่ต่อเนื่องจากขอบนอกของพื้นที่ที่สองไปจนถึงช่องว่างที่ตำแหน่ง 2:1 (3.28 หน่วยดาราศาสตร์)[51]

แถบดาวเคราะห์น้อยหลักยังอาจแบ่งออกเป็นแถบด้านในและแถบด้านนอก โดยที่แถบด้านในคือดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรใกล้กับดาวอังคารมากกว่าช่องว่างเคิร์กวูดที่ 3:1 (2.5 หน่วยดาราศาสตร์) ส่วนแถบด้านนอกคือดาวเคราะห์น้อยส่วนที่เหลือซึ่งอยู่ใกล้กับวงโคจรของดาวพฤหัสบดีมากกว่า (นักวิชาการบางคนแบ่งแถบด้านในกับแถบด้านนอกที่ช่องว่างเคิร์กวูด 2:1 (3.3 หน่วยดาราศาสตร์) ขณะที่บางคนก็แบ่งออกเป็นสามส่วนตามจำนวนช่องว่างเคิร์กวูด คือแถบใน แถบกลาง และแถบนอก)