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소행성

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목차

1. 개요

소행성은 태양계 내의 작은 천체로, 주로 화성과 목성 궤도 사이의 소행성대에 분포하며, 1801년 세레스 발견 이후 지속적으로 발견되어 2013년 1월 30일 기준으로 35만 개 이상의 소행성에 공식 번호가 부여되었다. 소행성은 궤도 특성, 스펙트럼, 물리적 특징에 따라 분류되며, C형, S형, M형 등 다양한 유형으로 구분된다. 소행성은 과거 충돌로 인한 파편화, 내부 분화, 자전 등의 특징을 보이며, 탐사선을 통해 연구가 진행되어 왔다. 지구 궤도와 교차하는 소행성은 지구 충돌 위험을 야기할 수 있으며, 이에 대한 감시 및 충돌 회피 기술 개발이 이루어지고 있다. 또한, 소행성 채굴을 통해 자원 확보 및 우주 개발에 활용하려는 시도도 이루어지고 있다.

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소행성

2. 역사

1801년 주세페 피아치가 세레스를 처음 발견한 이후, 팔라스, 유노, 베스타가 연이어 발견되었다.[150] 그러나 이후 소행성 발견은 한동안 중단되었다가 1845년 아스트라이아가 발견된 것을 기점으로 다시 활발해졌다.[150] 1923년에는 1000번째, 1990년에는 5000번째 소행성이 발견되었으며, 2013년 1월 30일 기준으로 35만 3926개의 소행성에 공식 번호가 부여되었다.[150]

1781년 천왕성 발견 당시, 티티우스-보데의 법칙에 따라 화성과 목성 사이에 미지의 행성을 찾으려는 시도가 있었다. 1801년 (1) 세레스가 발견되었고, 이듬해인 1802년에는 (2) 팔라스, 1804년에는 (3) 주노, 1807년에는 (4) 베스타가 발견되었다.[19] 이들은 모두 비슷한 위치에서 발견되었고, 행성이라 부르기에는 너무 작았기 때문에 1853년 초부터 행성과 구별되는 소행성(asteroid)이라는 용어가 사용되기 시작했다.

달과 비교한 최초 발견된 소행성 10개의 크기


니어 슈메이커는 최초로 소행성 착륙에 성공한다. (상상도)


1772년, 독일의 천문학자 요한 엘레르트 보데는 요한 다니엘 티티우스를 인용하여 티티우스-보데 법칙(현재는 신뢰를 잃음)으로 알려진 수치적 진행을 발표했다.[22][19] 보데의 공식은 화성과 목성 사이의 간격을 제외하고 알려진 행성의 궤도를 예측하는 듯했으며,[22][19] 태양으로부터 약 2.8 천문 단위(AU)에 또 다른 행성이 발견될 것이라고 예측했다.[19] 윌리엄 허셜이 토성 너머에서 천왕성을 발견하면서 티티우스-보데 법칙은 힘을 얻었다.[22] 1800년, 프란츠 자비에르 폰 츠아흐가 이끄는 "천상의 경찰" 그룹은 예상되는 행성을 체계적으로 탐색하기 시작했다.[19] 그들은 세레스를 발견하지는 못했지만, 팔라스, 주노, 베스타를 발견했다.[19]

탐색에 선택된 천문학자 중 한 명인 주세페 피아치는 그룹에 합류하기 전인 1801년 1월 1일에 세레스를 발견했다.[21] 그는 움직이는 별 모양의 물체를 발견하고 처음에는 혜성이라고 생각했지만,[23] 그 움직임이 너무 느리고 균일하여 혜성보다 더 나은 것일 수 있다고 생각했다.[22] 피아치는 1801년 2월 11일까지 세레스를 관찰했으며, 자신의 발견을 동료 천문학자들에게 알렸다.[24] 이후 카를 프리드리히 가우스의 도움으로 1801년 12월 31일, 폰 츠아흐와 하인리히 빌헬름 마테우스 올베르스는 세레스를 재발견했다.[23]

1845년 아마추어 천문학자 카를 루드비히 헨케는 5 아스트라이아를 발견했는데, 이는 38년 만에 발견된 첫 소행성이었다. 카를 프리드리히 가우스가 이 소행성의 이름을 명명했다. 1868년 제임스 크레이그 왓슨이 100번째 소행성을 발견했을 때, 프랑스 과학 아카데미는 카를 테오도르 로베르트 루터, 존 러셀 힌드, 헤르만 골트슈미트의 얼굴을 기념 메달에 새겼다.[26]

1891년, 막스 볼프는 천체사진술을 사용하여 소행성 탐지 속도를 크게 높였다.[26] 볼프는 323 브루시아를 시작으로 248개의 소행성을 발견했다.[27] 과거에는 소행성이 4단계 과정을 거쳐 발견되었다. 망원경으로 하늘을 촬영하고, 입체경으로 움직이는 물체를 확인한 뒤, 위치를 정밀하게 측정하여 소행성 센터에 보내는 방식이었다. 소행성 센터에서는 컴퓨터 프로그램을 통해 궤도를 계산하고, 궤도가 확인된 첫 관측자가 발견자로 선언되어 국제천문연맹의 승인을 받아 이름을 지을 수 있었다.[32]

1980년부터 2024년까지 크기별로 알려진 근지구 소행성의 누적 발견 수


2006년 8월 프라하에서 열린 국제천문연맹 (IAU) 총회에서 행성의 정의가 채택되면서 명왕성과 세레스 등이 왜행성으로 분류되었고, 소행성은 혜성 등과 함께 태양계 소천체(SSBO)로 분류되었다. 일본학술회의는 2007년 4월 9일 왜행성, 해왕성 바깥 천체, 태양계 소천체라는 용어를 제안했다.

초기 소행성 이름은 로마 신화의 신의 이름에서 따왔으나, 이후에는 다른 신화나 문학 작품, 실존 인물, 지명 등도 사용되었다. 1896년 최초의 지구 근접 소행성인 에로스와 1906년 최초의 트로이군 소행성인 아킬레우스가 발견된 이후, 특이한 궤도를 가진 소행성에는 남성 이름이 붙여졌다. 소행성 수가 증가하면서 자유로운 명명이 허용되었고, 제2차 세계 대전 이후 미국에 소행성 센터가 설립되어 소행성 관련 정보를 공표했다. 2003년 국제 천문 연맹은 발견자 1인당 한 달에 1개 이상의 명명 제안을 자제하도록 요구했지만, 특별한 경우에는 복수 제안도 인정된다.

소행성 탐사선으로는 갈릴레오 호가 1991년과 1993년에 951 가스프라와 243 이다를 지나가며 사진을 전송했고, 다크틸이 발견되었다. 니어 슈메이커는 253 마틸다에 접근하고 2001년 433 에로스에 착륙했다. 2005년에는 하야부사가 25143 이토카와에 착륙하여 표본을 수집했다. 비교적 반사율이 높은 베스타는 어두운 하늘에서 유리한 위치에 있을 때 맨눈으로 볼 수 있으며, 드물게 지구에 근접하는 작은 소행성들도 잠시 동안 맨눈으로 관측될 수 있다. 소행성 센터는 1,199,224개의 소행성에 대한 데이터를 보유하고 있으며, 이 중 약 614,690개는 번호 지정을 할 수 있을 만큼 충분한 정보를 가지고 있었다.

3. 분포

소행성대(흰색)와 목성 트로이군(녹색)에 속하는 소행성들


대부분의 발견된 소행성은 화성과 목성 궤도 사이의 소행성대에 존재하며, 태양으로부터 2.2에서 3.3 AU에 위치한다. 목성 트로이군은 목성의 라그랑주점 L4와 L5 주변에 위치하며, 이 영역에서 가장 큰 소행성은 624 헥토르이다. 2005년까지 약 2000개의 소행성이 발견되었으며, 소행성대에 분포하는 소행성 수의 절반 정도가 이곳에 있으리라 보인다. 433 에로스와 같은 근지구 소행성도 존재한다.

내부 태양계의 행성과 소행성군 지도의 예시. 태양으로부터의 거리는 실제 비율에 맞게 표시되었지만, 천체의 크기는 그렇지 않다.


내부 태양계에서 다양한 역학적 소행성군이 발견되었다. 이들의 궤도는 태양계 내 다른 천체의 중력과 야르코프스키 효과에 의해 섭동을 받는다.

2019년5월 현재, 궤도가 확정되어 소행성 번호가 부여된 천체는 541,128개에 달한다 (왜행성 5개 포함. 소행성 목록 참조). 이 외에 가부호만 등록된 소행성으로, 여러 번의 충이 관측된 것이 145,378개, 한 번의 충이 관측된 것이 106,326개이며, 이들을 합하면 794,832개에 이른다. 번호가 등록된 것 중, 이미 명명된 것은 21,922개이다.

직경 1km 정도, 또는 그 이하의 소행성에 대해서는 미발견된 것이 수십만 개 있을 것으로 추정된다.

궤도가 확정된 소행성 수의 증가에 대해서는 소행성 번호를 참조.

또한, 2021년7월 3일까지 지구 근접 천체는 가부호만 포함하여 26,141개[132], 켄타우루스족을 포함하는 해왕성 바깥 천체는 역시 1,379개 (왜행성 4개 포함)가 발견되었다 (『천문 연감』 2010년판).

3. 1. 소행성대 (Main Belt)



대부분의 발견된 소행성은 화성과 목성 궤도 사이의 소행성대에 존재한다. 소행성대는 태양으로부터 2.2에서 3.3 AU에 있다. 목성 트로이군으로 불리는 소행성 무리는 목성의 라그랑주점 L4와 L5 주변에 위치한다. 이 영역에서 가장 큰 소행성은 624 헥토르이다.

알려진 대부분의 소행성은 화성과 목성의 궤도 사이에서 공전하며, 궤도 이심률이 비교적 낮다. 이 띠에는 지름이 1km 이상인 소행성이 110만 개에서 190만 개 사이,[37] 그보다 작은 소행성은 수백만 개가 있는 것으로 추정된다. 이 소행성들은 원시 행성계 원반의 잔해일 수 있으며, 태양계 형성기 동안 목성의 큰 중력 섭동으로 인해 행성으로 합쳐지는 것이 방해받았다.

대중적인 이미지와는 달리, 소행성대는 대부분 비어 있다. 소행성들은 너무 넓은 공간에 흩어져 있어서 주의 깊게 조준하지 않고 소행성에 도달하는 것은 불가능할 것이다. 그럼에도 불구하고 현재 수십만 개의 소행성이 알려져 있으며, 전체 개수는 크기 하한에 따라 수백만 개 이상이다. 200개 이상의 소행성이 지름이 100 km보다 크고,[38] 적외선 파장에서의 조사를 통해 소행성대에 지름이 1 km 이상인 소행성이 70만 개에서 170만 개 사이라는 것이 밝혀졌다.[39]

소행성대의 전체 질량은 2.39e21 kg으로 추정되며, 이는 달 질량의 3%에 불과하다. 세레스, 베스타, 팔라스, 히기에이아 등 4개의 가장 큰 천체가 벨트 전체 질량의 약 62%를 차지하며, 세레스 하나만으로 39%를 차지한다.

이미 개체 식별된 소행성의 대부분은 목성 궤도와 화성 궤도 사이에 존재하며, 태양으로부터의 거리가 약 2~4 천문 단위 범위에 모여 있다. 이 영역을 소행성대(asteroid belt)라고 부르며, 현재는 태양계 외연부의 에지워스-카이퍼 벨트와 구별하기 위해 '''메인 벨트'''(main belt)라고도 불린다. 소행성은 목성의 섭동에 의해, 몇 개의 군을 이루며 운동한다. 각 군은 그 공전 주기에 따라 분류된다. 군 중에서 특히 주목되는 트로얀 소행군(주기 약 12년)은, 태양과 목성 사이를 한 변으로 하는 정삼각형의 한 꼭짓점, 즉 두 천체의 계에서의 라그랑주 점에 위치하는 것으로 알려져 있다.

3. 2. 목성 트로이군



목성 트로이군은 목성의 라그랑주점 L4와 L5 주변에 위치하는 소행성 무리이다.[42] 이 영역에서 가장 큰 소행성은 624 헥토르이다. 2005년까지 약 2000개의 소행성이 발견되었으며, 소행성대에 분포하는 소행성 수의 절반 정도가 이곳에 있으리라 보인다. 목성 트로이군은 그리스 진영(L4)과 트로이 진영(L5)으로 나뉜다. 1킬로미터보다 큰 목성 트로이군은 100만 개 이상 존재한다고 추정되며, 현재 7,000개 이상이 목록에 등재되어 있다.[42] 트로얀 소행군의 이름은, 이 군에서 처음 발견된 소행성 (588) 아킬레스에서 유래되었다.

3. 3. 근지구 소행성 (Near-Earth Asteroids, NEAs)

근지구 소행성(Near-Earth asteroids, NEA)은 지구 궤도에 근접하는 궤도를 가진 소행성이다. 지구 궤도를 실제로 가로지르는 소행성은 '지구 횡단 소행성(Earth-crossers)'이라고 불린다. 2022년 4월 기준으로 총 28,772개의 근지구 소행성이 알려져 있으며, 이 중 878개는 지름이 1킬로미터 이상이다.[44]

소수의 근지구 소행성은 휘발성 표면 물질을 잃은 사멸 혜성이다. 혜성과 같은 희미하거나 간헐적인 꼬리를 가지고 있다고 해서 반드시 근지구 혜성으로 분류되는 것은 아니기 때문에 경계가 다소 모호하다. 나머지 근지구 소행성은 목성과의 중력적 상호 작용으로 인해 소행성대에서 밀려난다.[1][45]

많은 소행성이 자연 위성(소행성 위성)을 가지고 있다. 2021년 10월 기준으로, 85개의 근지구 소행성이 최소 하나의 달을 가지고 있는 것으로 알려졌으며, 이 중 3개는 두 개의 달을 가지고 있는 것으로 알려졌다.[46] 지름이 4.5km로 잠재적 위험 소행성 중 하나인 3122 플로렌스는 2017년 지구 접근 당시 레이더 이미징을 통해 100–300m 크기의 두 개의 달을 가지고 있는 것이 발견되었다.[47]

근지구 소행성은 긴반지름(a), 원일점 거리(Q), 근일점 거리(q)를 기준으로 아티라 소행성, 아텐 소행성, 아폴로 소행성, 아모르 소행성 그룹으로 나뉜다.[48][49]

3. 4. 기타 분포

대부분의 발견된 소행성은 화성과 목성 궤도 사이의 소행성대에 존재하며, 태양으로부터 2.2에서 3.3 AU에 위치한다. 목성 트로이군은 목성의 라그랑주점 L4와 L5 주변에 위치하며, 이 영역에서 가장 큰 소행성은 624 헥토르이다. 2005년까지 약 2000개의 소행성이 발견되었으며, 소행성대에 분포하는 소행성 수의 절반 정도가 이곳에 있으리라 보인다. 433 에로스와 같은 근지구 소행성도 존재한다.

이미 개체 식별된 소행성의 대부분은 목성 궤도와 화성 궤도 사이에 존재하며, 태양으로부터의 거리가 약 2~4 천문 단위 범위에 모여 있다. 이 영역을 소행성대(asteroid belt)라고 부르며, 태양계 외연부의 에지워스-카이퍼 벨트와 구별하기 위해 '''메인 벨트'''(main belt)라고도 불린다. 소행성은 목성의 섭동에 의해, 몇 개의 군을 이루며 운동한다. 각 군은 그 공전 주기에 따라 분류된다. 군 중에서 특히 주목되는 것이, 트로얀 소행군(주기 약 12년)이라고 불리는 소행성군이며, 이는 태양과 목성 사이를 한 변으로 하는 정삼각형의 한 꼭짓점, 즉 두 천체의 계에서의 라그랑주 점에 위치하는 것으로 알려져 있다. 한편, 트로얀 소행군의 이름은, 이 군에서 처음 발견된 소행성 (588) 아킬레스(Achilles)에서 유래되었다.

1990년대 이후에는 (50000) 콰오아 (Quaoar)나 (90377) 세드나(Sedna)와 같은, 에지워스-카이퍼 벨트나, 더 바깥에 있는 '''trans-Neptunian objects'''(해왕성 바깥 천체, '''TNO''')가 잇달아 발견되게 되었다. 이들은 메인 벨트의 소행성(asteroid)과는 기원이 다르다고 생각되지만, 마찬가지로 소행성(Minor planet)으로 등록되어 있다. 에지워스-카이퍼 벨트의 총 질량은 지구 질량보다 한 자릿수 적은 정도이며, [131], 메인 벨트의 총 질량보다 크다고 추정된다.

화성의 위성 포보스와 데이모스는 포획된 소행성인지, 화성 충돌 사건으로 형성되었는지는 불분명하다.[51] 두 위성은 모두 탄소질 C형 소행성과 많은 공통점을 가지고 있으며, 전자기 스펙트럼, 알베도, 밀도가 C형 또는 D형 소행성과 매우 유사하여 포획된 소행성대 소행성일 수 있다는 가설이 있다.[52][53][54] 포보스는 화성이 형성된 후 궤도에서 결합된 태양계의 2세대 천체일 수 있다는 가설도 있으며,[57] 화성 충돌로 방출되어 화성 궤도에서 재결합된 물질에서 기원했다는 가설도 제기된다.[61]

4. 분류

소행성은 일반적으로 두 가지 기준, 즉 궤도의 특성과 반사율의 가시광선 스펙트럼 특징에 따라 분류된다.

소행성 가 OSIRIS-REx에 의해 입자를 방출하는 모습

  • '''활동성 소행성'''


활동성 소행성은 소행성 궤도와 유사하지만, 혜성과 같은 시각적 특징을 보이는 천체이다. 즉, 코마, 꼬리, 또는 혜성과 같은 질량 손실의 다른 시각적 증거를 보이지만, 궤도는 목성 궤도 내에 머물러 있다(소행성과 유사).[81][80] 이 천체들은 원래 2006년 천문학자 데이비드 주잇과 헨리 시에에 의해 '''주띠 소행성'''(MBC)으로 지정되었지만, 이 이름은 혜성과 같이 반드시 얼음으로 구성되어 있고, 주띠 내에만 존재한다는 것을 암시하지만, 활동성 소행성의 증가하는 개체수는 항상 그런 것은 아님을 보여준다.[81][82][83]

가장 먼저 발견된 활동성 소행성은 7968 엘스트-피사로이다. 1979년에 (소행성으로) 발견되었지만, 1996년에 에릭 월터 엘스트와 귀도 피사로에 의해 꼬리를 가진 것으로 밝혀졌고, 혜성 지정 133P/Elst-Pizarro가 부여되었다.[81][84] 또 다른 주목할 만한 천체는 311P/PanSTARRS인데, 허블 우주 망원경의 관측 결과 6개의 혜성 모양 꼬리가 있는 것으로 나타났다.[85] 이 꼬리는 러블 더미 소행성이 물질을 제거할 정도로 빠르게 회전하여 소행성에서 방출된 물질의 흐름으로 추정된다.[86]

|thumb|허블 우주 망원경 사진, DART 충돌 후 디모르포스와 생성된 꼬리

NASA의 쌍성 소행성 궤도 수정 실험 우주선이 소행성 디모르포스와 충돌하면서 디모르포스를 활동성 소행성으로 만들었다. 과학자들은 일부 활동성 소행성이 충돌 사건의 결과라고 제안했지만, 소행성의 활성화를 관측한 사람은 없었다. DART 임무는 정확히 알려지고 면밀히 관찰된 충돌 조건 하에서 디모르포스를 활성화하여, 활동성 소행성의 형성에 대한 상세한 연구를 최초로 가능하게 했다.[87][88] 관측 결과 디모르포스는 충돌 후 약 100만 킬로그램을 잃었다.[89] 충돌은 일시적으로 디디모스 시스템을 밝게 하고 몇 달 동안 지속된 10000km 길이의 먼지 꼬리를 형성하는 먼지 기둥을 생성했다.[90][91][92]

  • 혜성-소행성 전이 천체
  • 소행성의 위성
  • * 쌍소행성 (연소행성)
  • * 접촉 쌍소행성 (접촉 연소행성)
  • * 래블파일 (파쇄 집적체)


== 궤도에 따른 분류 ==

많은 소행성들은 궤도 특성에 따라 그룹과 족으로 분류된다. 소행성 그룹은 최초로 발견된 천체의 이름을 따서 명명되는 경우가 많다. 그룹은 비교적 느슨한 역학적 연관성을 갖는 반면, 족은 더 밀접하며 과거 대형 모(母) 소행성의 파괴적인 파편화로 인해 발생한다. 히라야마 기요쓰구는 1918년에 주요 소행성대 족을 처음으로 인식했으며, 그의 업적을 기려 히라야마 족이라고도 불린다.

소행성대의 천체 중 약 30~35%가 역학적 족에 속하며, 이들은 과거 소행성 간의 충돌에서 비롯된 것으로 추정된다. 왜행성 하우메아와 연관된 족도 존재한다.

3753 크루이네와 (419624) 2010 SO16처럼 일부 소행성은 지구 등 행성과 함께 공전하는 특이한 말굽 궤도를 갖는다.

복잡한 말굽 궤도 (수직 루프는 작은 천체의 궤도 경사로 인해 발생하며, 둘 다 같은 평면에서 공전하면 사라짐) ·  ·


이러한 궤도 배열은 토성의 위성 에피메테우스와 야누스 사이에서 처음 발견되었다. 이러한 말굽 궤도를 가진 천체는 수십 년 또는 수백 년 동안 준위성이 되었다가 이전 상태로 되돌아가기도 한다. 지구와 금성 모두 준위성을 가지고 있는 것으로 알려져 있다.

궤도 긴반지름, 이심률, 궤도 경사각 등 유사한 궤도 요소를 가진 소행성 집단을 "족"(family)이라고 부른다. 이러한 그룹은 동일한 모천체 (원시 행성)가 분열되어 모천체에 가까운 궤도를 계속 회전하거나, 목성 등의 인력 영향으로 특정 범위의 궤도에 모인 것으로 추정된다.

메인 벨트 소행성은 목성과의 궤도 공명에 의해 소행성이 분포하지 않는 커크우드 간극 등을 경계로 여러 족(family)으로 분류된다.

족궤도 긴반지름
(AU)		이심률궤도 경사각
(°)		대표적인
소행성
플로라족2.15–2.350.03–0.231.5–8.0(8) 플로라
베스타족2.26–2.480.03–0.165.0–8.3(4) 베스타
마사리아족2.37–2.450.12–0.210.4–2.4(20) 마사리아
니사족2.41–2.50.12–0.211.5–4.3(44) 니사
마리아족2.5–2.7060.057–0.1612–17(170) 마리아
에우노미아족2.53–2.720.08–0.2211.1–15.8(15) 에우노미아
팔라스족2.71–2.790.25–0.3132–34(2) 팔라스
게피온족2.74–2.820.08–0.187.4–10.5(1272) 게피온
코로니스족2.83–2.910–0.110–3.5(158) 코로니스
에오스족2.99–3.030.01–0.138–12(221) 에오스
히기에아족3.06–3.240.09–0.193.5–6.8(10) 히기에아
테미스족3.08–3.240.09–0.220–3(24) 테미스
퀴벨레족(65) 퀴벨레



메인 벨트 이외의 소행성은 특이 소행성으로 분류된다.

공전 주기가 행성과 정수비인 궤도에는 안정적으로 많은 소행성이 분포한다. 트로이군은 행성과 태양을 정점으로 하는 정삼각형의 라그랑주점 L4, L5점에 위치한다.

:

군 등궤도
긴반지름
(AU)		공전
주기
(년)		행성공전
주기
(년)		공명비비고
지구의 준위성1.001.00지구1.001∶1항상 지구 근처에 위치한다.
화성 트로이군1.521.88화성1.881∶1태양–화성의 L4, L5점.
헝가리아군1.852.52화성1.884∶3 
알린다족2.503.95목성11.861∶3지구 근접 소행성이기도 하다.
힐다군3.977.91목성11.862∶3목성과 충일 때, 근일점 통과
(목성에 접근하지 않음).
툴레군4.288.90목성11.863∶42개만 발견.
목성 트로이군5.2011.86목성11.861∶1태양–목성의 L4, L5점.
해왕성 트로이군30.11164해왕성1641∶1태양–해왕성의 L4, L5점.



지구 근접 소행성 (NEA)은 지구 궤도 근처를 통과하며, 아텐군, 아폴로군, 아모르군 등으로 나뉜다. 특히 아텐군은 궤도 긴반지름이 1AU 이하, 아폴로군은 1AU 이상, 아모르군은 근일점이 1.017AU 이상 1.3AU 미만이다.[140] 알린다족은 궤도 긴반지름이 약 2.5AU이고 목성과 1:3 궤도 공명을 한다. 다모클레스족은 긴 타원 궤도나 황도면에서 크게 기울어진 궤도를 가지며, 오르트 구름에서 유래한 것으로 추정된다. 잠재적으로 위험한 소행성 (PHA)은 지구와의 충돌 가능성과 위험성이 높은 소행성이다.

근일점과 원일점이 특정 행성의 궤도 안쪽과 바깥쪽에 있는 소행성을 '○○ 횡단 소행성'이라고 한다. 예를 들어 수성 횡단 소행성, 금성 횡단 소행성, 지구 횡단 소행성 등이 있다.

켄타우루스족은 궤도 긴반지름이 30AU 이하이며, 궤도가 불안정하고 혜성 기원으로 추정된다.

역행 소행성은 궤도 경사각이 90도를 넘는 소행성이다.

해왕성 바깥 천체는 에지워스-카이퍼 벨트 천체 (EKBO)와 산란 원반 천체 (SDO) 등으로 나뉜다. EKBO에는 명왕성족 (2:3 공명 천체), 투티노족 (1:2 공명 천체), 큐비와노족 등이 있다.

== 스펙트럼에 따른 분류 ==

소행성은 색, 반사도, 그리고 스펙트럼형에 따라 C형, S형, M형으로 흔히 구분한다. 약 75%의 소행성은 C형으로, 반사도가 낮아 매우 어두우며, 광물에 의한 강한 흡수선에 보이지 않는다. 나머지 소행성은 대부분은 S형인데, 감람석에 의한 강한 흡수선이 나타난다. M형은 철이나 니켈에서 나타나는 스펙트럼을 보인다. V형은 4 베스타와 일부 소행성에서 나타나는데, S형에 비해 휘석에 의한 강한 흡수선이 보인다.

1975년, 채프먼, 모리슨, 젤너는 색상, 알베도, 스펙트럼 모양을 기반으로 한 소행성 분류학 체계를 개발하였다. 초기 분류 체계는 어두운 탄소질 물체에 대한 C형(알려진 소행성의 75%), 돌(규산질) 물체에 대한 S형(알려진 소행성의 17%) 및 C형 또는 S형에 속하지 않는 U형의 세 가지 범주로 구성되었다.

현재 가장 널리 사용되는 두 가지 분류는 톨렌 분류와 SMASS 분류이다. 톨렌 분류는 1984년 데이비드 J. 톨렌에 의해 제안되었으며, 1980년대에 수행된 8색 소행성 조사를 통해 수집된 데이터를 기반으로 14개의 소행성 범주가 생성되었다. 2002년, 소행성 대역 분광 조사로 24개의 서로 다른 유형의 톨렌 분류의 수정된 버전이 나왔다. 두 시스템 모두 C, S, X의 세 가지 광범위한 범주를 가지고 있으며, 여기서 X는 M형과 같은 주로 금속성 소행성으로 구성된다. 또한 몇 개의 작은 클래스가 있다.

분광 분류는 소행성의 구성에 대한 추론을 기반으로 했다. 그러나 분광 등급과 구성 사이의 일치도는 항상 좋은 것은 아니며, 다양한 분류가 사용되고 있어 상당한 혼란을 야기했다. 서로 다른 분광 분류의 소행성은 서로 다른 물질로 구성될 가능성이 높지만, 동일한 분류군 내의 소행성이 동일하거나 유사한 물질로 구성되어 있다는 보장은 없다.

소행성은 색깔, 알베도(반사율), 스펙트럼에 따라 크게 3가지로 분류된다.


위 3개의 서브 그룹에 해당하는 유형이나, 그 외의 마이너한 유형도 존재한다.

4. 1. 궤도에 따른 분류

많은 소행성들은 궤도 특성에 따라 그룹과 족으로 분류된다. 소행성 그룹은 최초로 발견된 천체의 이름을 따서 명명되는 경우가 많다. 그룹은 비교적 느슨한 역학적 연관성을 갖는 반면, 족은 더 밀접하며 과거 대형 모(母) 소행성의 파괴적인 파편화로 인해 발생한다. 히라야마 기요쓰구는 1918년에 주요 소행성대 족을 처음으로 인식했으며, 그의 업적을 기려 히라야마 족이라고도 불린다.

소행성대의 천체 중 약 30~35%가 역학적 족에 속하며, 이들은 과거 소행성 간의 충돌에서 비롯된 것으로 추정된다. 왜행성 하우메아와 연관된 족도 존재한다.

3753 크루이네와 (419624) 2010 SO16처럼 일부 소행성은 지구 등 행성과 함께 공전하는 특이한 말굽 궤도를 갖는다.

이러한 궤도 배열은 토성의 위성 에피메테우스와 야누스 사이에서 처음 발견되었다. 이러한 말굽 궤도를 가진 천체는 수십 년 또는 수백 년 동안 준위성이 되었다가 이전 상태로 되돌아가기도 한다. 지구와 금성 모두 준위성을 가지고 있는 것으로 알려져 있다.

궤도 긴반지름, 이심률, 궤도 경사각 등 유사한 궤도 요소를 가진 소행성 집단을 "족"(family)이라고 부른다. 이러한 그룹은 동일한 모천체 (원시 행성)가 분열되어 모천체에 가까운 궤도를 계속 회전하거나, 목성 등의 인력 영향으로 특정 범위의 궤도에 모인 것으로 추정된다.

메인 벨트 소행성은 목성과의 궤도 공명에 의해 소행성이 분포하지 않는 커크우드 간극 등을 경계로 여러 족(family)으로 분류된다.

족궤도 긴반지름
(AU)		이심률궤도 경사각
(°)		대표적인
소행성
플로라족2.15–2.350.03–0.231.5–8.0(8) 플로라
베스타족2.26–2.480.03–0.165.0–8.3(4) 베스타
마사리아족2.37–2.450.12–0.210.4–2.4(20) 마사리아
니사족2.41–2.50.12–0.211.5–4.3(44) 니사
마리아족2.5–2.7060.057–0.1612–17(170) 마리아
에우노미아족2.53–2.720.08–0.2211.1–15.8(15) 에우노미아
팔라스족2.71–2.790.25–0.3132–34(2) 팔라스
게피온족2.74–2.820.08–0.187.4–10.5(1272) 게피온
코로니스족2.83–2.910–0.110–3.5(158) 코로니스
에오스족2.99–3.030.01–0.138–12(221) 에오스
히기에아족3.06–3.240.09–0.193.5–6.8(10) 히기에아
테미스족3.08–3.240.09–0.220–3(24) 테미스
퀴벨레족(65) 퀴벨레



메인 벨트 이외의 소행성은 특이 소행성으로 분류된다.

공전 주기가 행성과 정수비인 궤도에는 안정적으로 많은 소행성이 분포한다. 트로이군은 행성과 태양을 정점으로 하는 정삼각형의 라그랑주점 L4, L5점에 위치한다.

:

군 등궤도
긴반지름
(AU)		공전
주기
(년)		행성공전
주기
(년)		공명비비고
지구의 준위성1.001.00지구1.001∶1항상 지구 근처에 위치한다.
화성 트로이군1.521.88화성1.881∶1태양–화성의 L4, L5점.
헝가리아군1.852.52화성1.884∶3 
알린다족2.503.95목성11.861∶3지구 근접 소행성이기도 하다.
힐다군3.977.91목성11.862∶3목성과 충일 때, 근일점 통과
(목성에 접근하지 않음).
툴레군4.288.90목성11.863∶42개만 발견.
목성 트로이군5.2011.86목성11.861∶1태양–목성의 L4, L5점.
해왕성 트로이군30.11164해왕성1641∶1태양–해왕성의 L4, L5점.



지구 근접 소행성 (NEA)은 지구 궤도 근처를 통과하며, 아텐군, 아폴로군, 아모르군 등으로 나뉜다. 특히 아텐군은 궤도 긴반지름이 1AU 이하, 아폴로군은 1AU 이상, 아모르군은 근일점이 1.017AU 이상 1.3AU 미만이다.[140] 알린다족은 궤도 긴반지름이 약 2.5AU이고 목성과 1:3 궤도 공명을 한다. 다모클레스족은 긴 타원 궤도나 황도면에서 크게 기울어진 궤도를 가지며, 오르트 구름에서 유래한 것으로 추정된다. 잠재적으로 위험한 소행성 (PHA)은 지구와의 충돌 가능성과 위험성이 높은 소행성이다.

근일점과 원일점이 특정 행성의 궤도 안쪽과 바깥쪽에 있는 소행성을 '○○ 횡단 소행성'이라고 한다. 예를 들어 수성 횡단 소행성, 금성 횡단 소행성, 지구 횡단 소행성 등이 있다.

켄타우루스족은 궤도 긴반지름이 30AU 이하이며, 궤도가 불안정하고 혜성 기원으로 추정된다.

역행 소행성은 궤도 경사각이 90도를 넘는 소행성이다.

해왕성 바깥 천체는 에지워스-카이퍼 벨트 천체 (EKBO)와 산란 원반 천체 (SDO) 등으로 나뉜다. EKBO에는 명왕성족 (2:3 공명 천체), 투티노족 (1:2 공명 천체), 큐비와노족 등이 있다.

4. 2. 스펙트럼에 따른 분류

소행성은 색, 반사도, 그리고 스펙트럼형에 따라 C형, S형, M형으로 흔히 구분한다. 약 75%의 소행성은 C형으로, 반사도가 낮아 매우 어두우며, 광물에 의한 강한 흡수선에 보이지 않는다. 나머지 소행성은 대부분은 S형인데, 감람석에 의한 강한 흡수선이 나타난다. M형은 철이나 니켈에서 나타나는 스펙트럼을 보인다. V형은 4 베스타와 일부 소행성에서 나타나는데, S형에 비해 휘석에 의한 강한 흡수선이 보인다.

1975년, 채프먼, 모리슨, 젤너는 색상, 알베도, 스펙트럼 모양을 기반으로 한 소행성 분류학 체계를 개발하였다. 초기 분류 체계는 어두운 탄소질 물체에 대한 C형(알려진 소행성의 75%), 돌(규산질) 물체에 대한 S형(알려진 소행성의 17%) 및 C형 또는 S형에 속하지 않는 U형의 세 가지 범주로 구성되었다.

현재 가장 널리 사용되는 두 가지 분류는 톨렌 분류와 SMASS 분류이다. 톨렌 분류는 1984년 데이비드 J. 톨렌에 의해 제안되었으며, 1980년대에 수행된 8색 소행성 조사를 통해 수집된 데이터를 기반으로 14개의 소행성 범주가 생성되었다. 2002년, 소행성 대역 분광 조사로 24개의 서로 다른 유형의 톨렌 분류의 수정된 버전이 나왔다. 두 시스템 모두 C, S, X의 세 가지 광범위한 범주를 가지고 있으며, 여기서 X는 M형과 같은 주로 금속성 소행성으로 구성된다. 또한 몇 개의 작은 클래스가 있다.

분광 분류는 소행성의 구성에 대한 추론을 기반으로 했다. 그러나 분광 등급과 구성 사이의 일치도는 항상 좋은 것은 아니며, 다양한 분류가 사용되고 있어 상당한 혼란을 야기했다. 서로 다른 분광 분류의 소행성은 서로 다른 물질로 구성될 가능성이 높지만, 동일한 분류군 내의 소행성이 동일하거나 유사한 물질로 구성되어 있다는 보장은 없다.

소행성은 색깔, 알베도(반사율), 스펙트럼에 따라 크게 3가지로 분류된다.
위 3개의 서브 그룹에 해당하는 유형이나, 그 외의 마이너한 유형도 존재한다.

5. 물리적 특징

소행성은 우주 풍화로 인해 시간이 지남에 따라 어두워지고 더 붉어진다. 하지만 대부분의 색상 변화는 초기 10만 년 이내에 빠르게 발생하여 소행성의 나이를 결정하기 위한 분광 측정의 유용성을 제한한다는 증거가 있다.

4 베스타의 분화구 지형


"빅 4"(세레스, 팔라스, 베스타, 히기에이아)를 제외한 소행성들은 모양이 불규칙하더라도 외관이 대체로 비슷할 것으로 보인다. 50 km 크기의 253 마틸데는 소행성의 반지름 크기의 분화구로 뒤덮인 암석 덩어리이다. 빅 4 다음으로 가장 큰 소행성 중 하나인 300 km 511 다비다에 대한 지구 기반 관측 결과도 이와 유사한 각진 형태를 보이며, 역시 반지름 크기의 분화구로 가득 차 있음을 시사한다. 마틸데와 243 이다와 같이 근접 관측된 중간 크기의 소행성들 역시 표면에 깊은 레골리스 층을 드러낸다. 빅 4 중 팔라스와 히기에이아는 거의 알려진 바가 없다. 베스타는 남극에 반지름 크기의 분화구를 둘러싼 압축 단층이 있지만, 그 외에는 회전타원체이다.

''돈 우주선''은 세레스가 심하게 분화구를 가진 표면을 가지고 있지만, 예상보다 큰 분화구는 적다는 것을 밝혀냈다.[72] 현재의 소행성대를 형성하는 모델에 따르면 세레스는 직경 400 km 이상인 분화구를 10~15개 가지고 있어야 한다고 제안했다.[72] 세레스에서 확인된 가장 큰 분화구인 케르완 분지는 284 km에 달한다.[73] 이러한 현상의 가장 유력한 이유는 지각의 점성 완화로 인해 큰 충돌의 영향이 서서히 완화되기 때문이다.[72]

5. 1. 크기 및 형태



소행성은 가장 큰 것의 거의 에서부터 지름이 1 미터에 불과한 바위에 이르기까지 크기가 매우 다양하며, 이보다 작은 물체는 유성체로 분류된다. 가장 큰 세 개는 미니 행성과 매우 유사하다. 즉, 대략 구형이고, 적어도 부분적으로 분화된 내부를 가지고 있으며,[62] 생존한 원시 행성으로 생각된다. 그러나 대다수는 훨씬 작고 불규칙한 모양을 하고 있다. 이들은 훼손된 미행성체이거나 더 큰 천체의 파편으로 생각된다.

왜행성 세레스는 지름이 940 km로 압도적으로 가장 큰 소행성이다. 그 다음으로 큰 것은 4 베스타와 2 팔라스로, 둘 다 지름이 500 km를 약간 넘는다. 베스타는 때때로 육안으로 볼 수 있는 네 개의 주요 소행대 소행성 중 가장 밝다.[63]

화성과 목성 궤도 사이에 있는 소행성대에 있는 모든 물체의 질량은 2394×1018 kg으로 추정되며, 이는 달 질량의 약 3.25%이다. 이 중 세레스가 938×1018 kg을 차지하며, 이는 전체의 약 40%이다. 그 다음으로 질량이 큰 세 개의 물체인 베스타 (11%), 팔라스 (8.5%), 히기에이아 (3~4%)를 더하면 이 수치는 60%를 약간 넘으며, 그 다음으로 질량이 큰 7개의 소행성을 더하면 총 70%가 된다.[41] 소행성의 수는 개별 질량이 감소함에 따라 급격히 증가한다.

소행성의 수는 크기가 증가함에 따라 현저히 감소한다. 크기 분포는 일반적으로 멱법칙을 따르지만, 약 5 km와 100 km에서 '범프'가 나타나며, 이러한 곡선에서 예상되는 것보다 더 많은 소행성이 발견된다. 지름이 약 120 km보다 큰 소행성의 대부분은 원시적(강착 시대부터 살아남은)이며, 더 작은 소행성은 원시 소행성의 파편화로 생성된다. 주요 소행대의 원시 개체군은 오늘날보다 200배 더 많았을 것이다.[64][65]

소행성대에서 가장 큰 세 개의 천체인 세레스, 베스타, 팔라스는 행성과 공통적인 많은 특성을 공유하는 온전한 원시 행성이며, 불규칙한 모양의 대부분의 소행성과는 이례적이다. 네 번째로 큰 소행성인 히기에아는 대부분의 소행성과 마찬가지로 내부가 분화되지 않았을 수 있지만, 거의 구형으로 보인다.[66] 가장 큰 소행성 4개는 소행성대 질량의 절반을 차지한다.

세레스는 자체 중력 하에서 가소성 형태를 갖는 것으로 보이는 유일한 소행성이며, 따라서 유일한 왜행성이다. 표면에 얼음층을 가질 수 있다. 행성과 마찬가지로 세레스는 분화되어 지각, 맨틀, 핵을 가지고 있다.

베스타 역시 분화된 내부를 가지고 있지만, 태양계의 얼음선 안에서 형성되었기 때문에 물이 없다;[67][68] 그 구성은 주로 감람석과 같은 광물이 포함된 현무암질 암석으로 이루어져 있다.[69] 남극에 있는 큰 크레이터 레아실비아 외에도 베스타는 타원체 모양을 가지고 있다. 베스타는 베스타족 및 기타 V형 소행성의 모체이며, 지구에 있는 모든 운석의 5%를 차지하는 HED 운석의 근원이다.

팔라스는 천왕성과 마찬가지로 궤도면과 높은 각도로 기울어진 회전축을 가지고 옆으로 회전한다는 점에서 특이하다. 그 구성은 세레스와 유사하며, 탄소와 규소가 풍부하며 아마도 부분적으로 분화되었을 것이다.

히기에아는 가장 큰 탄소질 소행성이며 다른 가장 큰 소행성과 달리 황도면에 비교적 가깝게 위치해 있다. 2017년과 2018년에 초대형 망원경의 SPHERE 이미저로 촬영한 관측 결과, 히기에아는 거의 구형의 모양을 하고 있으며, 이는 유체 정역학적 평형 상태이거나 이전에 유체 정역학적 평형 상태였거나, 파괴되어 다시 합쳐졌다는 것과 일치한다.

큰 소행성의 내부 분화는 자연 위성이 부족한 것과 관련이 있을 수 있는데, 이는 주 소행성대의 위성이 주로 충돌 파괴로 형성되어 파편 더미 구조를 만들기 때문이라고 믿어진다.[70]

가장 큰 소행성의 속성
이름궤도
반지름
(AU)		궤도
주기
(년)		황도에 대한 경사궤도
이심률		지름
(km)		지름
(달의 %로 표시)		질량
( kg)		질량
(세레스의 %로 표시)		밀도
(g/cm3)		자전
주기
(시간)
세레스2.774.6010.6°0.079964×964×892
(평균 939.4)		27%938100%2.16±0.019.07
베스타2.363.637.1°0.089573×557×446
(평균 525.4)		15%25928%3.46 ± 0.045.34
팔라스2.774.6234.8°0.231550×516×476
(평균 511±4)		15%204±321%2.92±0.087.81
히기에아3.145.563.8°0.117450×430×424
(평균 433±8)		12%87±79%2.06±0.2013.8



"빅 4"(세레스, 팔라스, 베스타, 히기에이아)를 제외한 소행성들은 모양이 불규칙하더라도 외관이 대체로 비슷할 것으로 보인다. 50 km 크기의 253 마틸데는 소행성의 반지름 크기의 분화구로 뒤덮인 암석 덩어리이다. 빅 4 다음으로 가장 큰 소행성 중 하나인 300 km 511 다비다에 대한 지구 기반 관측 결과도 이와 유사한 각진 형태를 보이며, 역시 반지름 크기의 분화구로 가득 차 있음을 시사한다. 마틸데와 243 이다와 같이 근접 관측된 중간 크기의 소행성들 역시 표면에 깊은 레골리스 층을 드러낸다.

''돈 우주선''은 세레스가 심하게 분화구를 가진 표면을 가지고 있지만, 예상보다 큰 분화구는 적다는 것을 밝혀냈다.[72] 현재의 소행성대를 형성하는 모델에 따르면 세레스는 직경 400 km 이상인 분화구를 10~15개 가지고 있어야 한다고 제안했다.[72] 세레스에서 확인된 가장 큰 분화구인 케르완 분지는 284 km에 달한다.[73] 이러한 현상의 가장 유력한 이유는 지각의 점성 완화로 인해 큰 충돌의 영향이 서서히 완화되기 때문이다.[72]

5. 2. 자전

대부분의 소행성은 관성주축 가운데 최단축을 중심으로 자전한다. 이는 최단축을 중심으로 도는 것이 가장 에너지가 낮은 상태이며, 이 상태로 떨어지는 시간이 대체로 짧기 때문이다.[71] 자전 주기는 소행성의 크기에 따라 특징적인 분포를 보여준다. 지름이 200미터보다 큰 것들의 자전 주기는 대부분 2.2 시간보다 짧지 않은데, 이는 이러한 소행성의 내부가 중력으로만 느슨하게 결합되어 있기 때문으로 보인다. 현재까지 단 하나의 예외(2001 OE84)만이 발견되었다. 지름이 200미터보다 작은 것들은 대체로 이러한 한계를 넘어 빠른 속도로 회전하는데, 이는 이들이 약간이나마 인장강도를 갖고 있기 때문이다.[71]

소행성대의 대형 소행성 자전 속도 측정 결과 상한선이 존재한다. 직경이 100미터보다 큰 소행성 중 2.2시간 미만의 자전 주기를 가진 소행성은 거의 없다.[71] 대략 이 속도보다 빠르게 자전하는 소행성의 경우, 표면의 관성력이 중력보다 커서 느슨한 표면 물질은 튕겨져 나갈 것이다. 그러나 고체 물체는 훨씬 더 빠르게 회전할 수 있다. 이는 직경 100미터가 넘는 대부분의 소행성이 소행성 간의 충돌 후 파편이 축적되어 형성된 래블 파일임을 시사한다.

5. 3. 구성 성분

소행성은 우주 풍화로 인해 시간이 지남에 따라 어두워지고 더 붉어진다. 하지만 대부분의 색상 변화는 초기 10만 년 이내에 빠르게 발생하여 소행성의 나이를 결정하기 위한 분광 측정의 유용성을 제한한다는 증거가 있다. 소행성은 특징적인 방출 스펙트럼에 따라 분류되며, C형 소행성, M형 소행성, S형 소행성의 세 가지 주요 그룹으로 나뉜다. 이들은 각각 탄소질, 금속질, 규산염질 구성을 설명한다.

소행성의 물리적 구성은 다양하며, 세레스는 얼음 외피로 덮인 암석 핵, 베스타는 니켈-철 핵, 감람석 맨틀, 현무암 지각을 가진 것으로 추정된다. 가장 큰 미분화된 소행성으로 여겨지는 10 히기에이아는 균일하게 원시적인 탄소질 콘드라이트 구성을 가지고 있는 것으로 보이지만, 실제로는 충돌로 인해 파괴된 후 재조립된 분화된 소행성일 수 있다. 대부분의 작은 소행성은 중력에 의해 느슨하게 결합된 잔해 덩어리로 여겨지지만, 가장 큰 소행성은 아마 고체일 것이다. 일부 소행성은 소행성 위성을 가지고 있거나 쌍성 소행성을 공전한다. 이들은 모 소행성 또는 파괴된 행성을 파괴한 충돌의 결과로 여겨진다.

주 소행성대에는 알베도가 0.10 미만, 밀도가 2.2g/cm3 미만인 어둡고 휘발성 물질이 풍부한 C형 소행성과 P형 소행성 집단, 알베도가 0.15 이상, 밀도가 2.7 이상인 밀도가 높고 휘발성 물질이 부족한 S형 소행성과 M형 소행성 집단이 있다. 질량이 1018kg보다 큰 소행성은 압축으로 인해 밀도가 더 높고 거시적 다공성(간극 진공)은 최소화되는 것으로 보인다.[74]

소행성의 구성은 알베도, 표면 스펙트럼 및 밀도에서 계산된다. 지금까지 위성이 있는 모든 소행성은 부피상 절반이 빈 공간일 수 있는 잔해 덩어리로 밝혀졌다. 121 헤르미오네 (268×186×183 km)와 87 실비아 (384×262×232 km)를 포함하여 지름이 280 km에 달하는 소행성들이 조사되었다. 실비아와 같은 큰 소행성이 파괴적인 충돌로 인해 잔해 덩어리일 수 있다는 사실은 태양계 형성에 중요한 영향을 미친다.

과학자들은 지구에 처음으로 물을 가져온 것의 일부가 달을 생성한 충돌 이후 소행성 충돌에 의해 전달되었을 것이라고 추측한다. 2009년 24 테미스 표면에서 물 얼음과 유기 화합물이 발견되었다. 2013년 백색 왜성 GD 61을 공전하는 소행성에서 외계 물체가 감지되었고,[75] 2014년 세레스에서 수증기가 발견되었다. 태양풍이 소행성 상층부의 산소와 반응하여 물을 생성할 수 있다는 연구 결과도 있다.[76][77]

1990년 알제리에서 발견된 운석 Acfer 049는 초다공성 암상(UPL)을 가지고 있는 것으로 밝혀졌는데, 이는 원시 얼음의 화석을 나타낼 수 있다.[78] 소행성은 아미노산 및 기타 유기 화합물의 흔적을 포함하고 있으며, 소행성 충돌이 초기 지구에 생명체를 시작하는 데 필요한 화학 물질을 뿌렸거나 생명체 자체를 지구로 가져왔을 수도 있다는 추측(범생물설)이 있다. 지구에서 발견된 운석에 대한 NASA 연구를 기반으로 DNA와 RNA 구성 요소가 우주의 소행성과 혜성에서 형성되었을 수 있다는 보고서가 발표되었다. 2019년에는 운석에서 리보스를 포함한 당 분자가 처음으로 감지되어, 소행성에서의 화학적 과정이 생명에 중요한 근본적인 생명 관련 성분을 생성할 수 있음을 시사했다.[79]

6. 이름 짓기

새로 발견되는 소행성은 그 시기와 순서에 따라 임시 이름이 부여된다.[26][33] 예를 들어 와 같은 임시 이름에서 앞의 2012는 발견된 연도이며, 첫 번째 로마자는 발견된 달을 전반기와 후반기로 구분해서 24개 문자 중 하나로 표시된다. ‘A’는 1월 전기이며, ‘D’는 2월 후기, ‘Y’는 12월 후기이다. 단, 문자 ‘I’는 사용되지 않는다. 뒤에 붙은 문자와 숫자는 해당되는 보름의 기간 안에서 그 소행성이 발견된 순서를 나타낸다. 26번째부터는 숫자가 붙기 시작하여, , 와 같은 순서대로 진행된다.[26][33]

궤도가 확정된 소행성에게는 고유한 번호와 이름이 조합된 소행성명이 주어지며, 발견자가 원하는 경우 새로운 이름을 붙일 수 있다. 고유 번호는 대개 순서대로 붙지만, 간혹 예외도 존재한다.[26][33] 367943 두엔데는 라는 임시이름에서 변경된 정식 명칭이다. 초기에 발견된 소행성에게는 대부분 새로운 이름을 붙였으나, 발견되는 소행성들의 수가 급격히 늘어남에 따라, 따로 이름을 만들지 않고 임시 이름을 유지하는 경우가 많아졌다. 현재 임시 이름을 유지하고 있는 소행성 중 가장 고유 번호가 낮은 소행성은 이다.[26][33]

2013 EC는 레이더 이미지로 표시되며, 임시 명칭이 있습니다.


1851년까지 왕립 천문학회는 소행성이 매우 빠른 속도로 발견되고 있어 소행성을 분류하거나 명명하기 위한 다른 시스템이 필요하다고 결정했다. 1852년, 안니발레 데 가스파리스가 20번째 소행성을 발견했을 때, 벤자민 발츠는 소행성의 발견 순위를 나타내는 이름과 번호를 부여했다. 20 마살리아.[26][33]

현재 새롭게 발견된 모든 소행성은 발견 연도와 발견 반달 및 해당 반달 내의 순서를 나타내는 영숫자 코드로 구성된 임시 명칭 (예: )을 받는다.[26][33] 소행성의 궤도가 확인되면 번호가 부여되고, 나중에는 이름도 부여될 수 있다(예: ). 국제 천문 연맹에서 정한 지침 내에서 소행성 발견자가 이름을 제안할 수 있다.

가장 먼저 발견된 소행성들은 전통적으로 행성을 나타내는 데 사용된 것과 같은 상징적인 기호가 할당되었다. 1851년, 열다섯 번째 소행성인 에우노미아가 발견된 후, 요한 프란츠 엥케는 원(원)을 소행성의 일반적인 기호로 도입했다. 그런 다음 원에 발견 순서대로 번호를 매겨 특정 소행성을 표시했다. 번호가 매겨진 원 규칙은 천문학자들에 의해 빠르게 채택되었고, 다음에 발견된 소행성(16 프시케, 1852년)는 발견 당시 처음으로 그 방식으로 지정되었다. 그러나 프시케는 몇몇 다른 소행성들과 마찬가지로 상징적인 기호도 부여받았다. 20 마살리아는 상징적인 기호가 할당되지 않은 최초의 소행성이었고, 37 피데스가 1855년에 발견된 이후에는 상징적인 기호가 만들어지지 않았다.

소행성 이름에 관해서는 현재 천체 중에서 유일하게 발견자에게 명명 제안권이 부여된다. 새로운 천체로 여겨지는 천체를 2일 이상 위치 관측하고, 그 관측 결과가 소행성 센터 (Minor Planet Center, MPC)에 보고되면, 발견 순서대로 '''가부호'''가 부여된다. 가부호는 4자리 숫자(발견 연도), 공백, 알파벳(A-Y, 발견 시기), 알파벳(A-Z) + 숫자(발견 시기 내 순서)로 구성된다. 가부호가 붙은 천체는 기지의 천체와의 궤도 동정 작업이 이루어진다. 최종적으로 궤도가 확정되고 새로운 천체로 확인되면, 소행성 번호가 부여된 후 명명된다.

발견자(이미 사망한 경우에는 궤도 확정을 위한 계산을 한 자)에 의해 제안된 신 소행성의 이름은 IAU의 소천체 명명 위원회에 의해 심사된다. 이름은 라틴어화하는 것이 바람직하다는 것이 세계적인 암묵적인 합의 사항이지만, 현재는 그렇지 않은 것도 많다. 그 외에도, "발음 가능한 영문자로 16자 이내일 것", "공서 양속에 반하는 것, 이미 있는 소행성과 혼동되는 이름[134]은 붙일 수 없다", "애완동물의 이름[135]은 권장되지 않는다", "정치·군사 관련 사건이나 인물의 이름은 사후 100년 이상 경과하고 평가가 정해진 후에야 붙일 수 있다", "명명권의 매매는 금지[136]" 등의 기준이 있다.

또한, 트로이군은 트로이 전쟁에 참여한 전사[137], 켄타우루스족에는 켄타우로스족, 해왕성 바깥 천체에는 각 민족 등의 창세 신화에서 명명을 행한다는 규칙이 있다[138]. 인명에 대해서는 과거에는 "성·이름"을 나누어 명명할 수 있었지만, 21세기 초두에는 성과 이름을 결합한 명명이 이루어지고 있다. 또한, 별개의 소행성에 명명 제안된 인명을 결합하는 경우 등도 보인다.

기본적으로는, 일단 명명한 소행성명은 변경할 수 없도록 되어 있지만, 어떠한 문제가 발생했을 경우에는 예외적으로 변경된 예가 몇몇 있다. 소행성 이름을 일본어로 표기하는 방법은 미디어 등에 따라 제각각이다. 가타카나 또는 알파벳으로 표기하는 경우도 있으며, 일본이나 중화인민공화국 등 한자 문화권에 기인하여 명명된 소행성에 관해서는 한자 표기를 하는 경우도 있다.

초기에는 다른 행성과 마찬가지로 소행성에도 로마 신화의 신의 이름이 부여되었다. 이윽고 소행성이 다수 발견되면서 다른 신화의 신이나 문학 작품의 등장인물, 또는 실존했던 인물이나 지명 등도 사용하게 되었다. 또한 초기 발견된 소행성에 여신의 이름이 붙여진 것에서, 남성의 이름도 여성화하여 명명되었다. 1896년에 최초의 지구 궤도에 접근하는 소행성, 1906년에 최초의 트로이군 소행성이 발견되면서, 그러한 특이한 궤도를 가진 소행성에는 남성명(신 또는 영웅 등)이 붙여지게 되었다. 그 후, 소행성의 수가 더욱 증가함에 따라 이름의 수가 부족해질 우려가 생겨 비교적 자유로운 명명이 허용되게 되었다.

제2차 세계 대전 후, 미국 내에 소행성 센터가 설립되어 소행성 및 혜성의 관측 기록 및 번호 등록, 명명 등을 소행성 회보(MPCs)로 공표하게 되었고, 후에 전자화(MPECs)되었다. 그러나 이미 발견된 소행성과의 궤도 동일성에 어려움을 겪는 경우가 많았고, 더불어 20세기 말에 소행성의 발견 수가 급증하면서, 제안된 이름을 심사하는 속도를 따라가지 못하게 되어 고유 명칭을 붙이는 것을 그만두자는 의견까지 나오게 되었다. 2003년, 국제 천문 연맹 총회 제20 위원회에서, 발견자 1인당 한 달에 1개 이상의 명명 제안을 자제하도록 요구하는 것이 결정되었다. 단, 그것은 절대적인 것은 아니며, 적절한 이유가 있다면 복수 동시 제안도 인정된다. 예를 들어 2012년에는 동일본 대지진으로 큰 피해를 입은 지역에 유래하는 소행성 명명이 동일 발견자의 소행성 12개에 대해 동시에 이루어진 적이 있다. 그 한편, 소행성 번호가 부여된 후 10년 이내에 이름을 제안하지 않으면, 명명권을 포기한 것으로 간주하는 "10년 룰"도 존재한다. 이러한 이유로, 발견 수에 비해 명명된 소행성의 비율은 그리 높지 않다.

MPCs에 의해 이름과 그 유래가 공표되게 된 것은, 소행성 번호로 대략 1500번대 이후이다. 1998년 말 이후에 명명된 소행성에 대해서는, 제트 추진 연구소의 소천체 데이터베이스에 거의 예외 없이 MPECs의 명명문이 수록되어 있다.

7. 탐사

1801년 주세페 피아치에 의해 세레스가 처음 발견된 이래로, 팔라스, 유노, 베스타가 차례로 발견되었다. 그러나 한동안 소행성의 발견은 중단되었고, 1845년 아스트라이아의 발견 이후 많은 소행성들이 지속적으로 발견되었다. 1923년에는 1000번째, 1990년에는 5000번째 소행성이 발견되었으며, 2013년 1월 30일 기준 35만3926개의 소행성에 공식적으로 숫자가 부여되었다.[150]

탐사선이 직접 다가가서 관찰한 소행성도 다수 존재한다. 처음으로 소행성에 접근한 탐사선은 갈릴레오 호로 1991년과 1993년에 각각 951 가스프라와 243 이다를 지나가며 많은 사진을 지구로 전송했다. 이때 소행성의 첫 위성인 다크틸이 발견된다. 니어 슈메이커는 253 마틸다에 접근하는가 하면, 2001년 433 에로스에 착륙하는 데 성공했다. 2005년에는 하야부사 우주선이 25143 이토카와에 착륙하여 표본을 수집했다.

행성 형성론 연구와, 미래의 자원 이용에 대비하기 위한 포석으로서 소행성 탐사가 진행되고 있다.

1989년에 발사된 목성 탐사선 갈릴레오에 의해, 1991년에 (951) 가스프라, 1993년에 (243) 이다의 영상이 촬영되어, 인류는 처음으로 소행성의 선명한 영상을 보게 되었다. 또한, 갈릴레오는 이다에서 처음으로 위성을 발견하여, 닥틸이라고 명명했다. 그 후에도, 주로 지상에서의 관측에 의해 170개 이상 (2010년 현재)의 소행성에 위성의 존재가 확인되고 있다 (소행성의 위성 참조).

1996년에 발사된 NEAR 슈메이커는, 1997년에 (253) 마틸드, 2000년에 (433) 에로스의 영상을 촬영했으며, 탐사선은 에로스의 궤도에 진입한 후 착륙에 성공했다.

2003년에 발사된 일본의 탐사선 하야부사는, 2005년에 (25143) 이토카와에 도달하여, 근접 거리에서 상세한 관측을 실시했다. 하야부사는 이토카와에, 계획대로는 아니었지만 착륙했고, 그 후 이탈했다. 샘플 채취에 관해서는, 조작 실수로 인해, 전송된 명령열 중에 탄알 발사 명령이 존재하지 않아, 샘플 혼의 접촉에 의해 미립자 상태의 대상이 날아오른 것이 회수되었을 것이라고 기대했다 (다행히, 그렇게 회수된 것으로 거의 단정할 수 있는 샘플이 실제로 확인되었다). 2010년6월 13일에 지구로 귀환하여, 샘플 용기를 넣은 캡슐이 회수되어 용기 내의 미립자의 회수와 분석이 이루어졌으며, 같은 해 11월 16일에는, 회수된 미립자의 거의 전부가 이토카와에서 유래한 것이 발표되었다[141]。이는 세계 최초의 소행성으로부터의 샘플 리턴이다.

2004년에 발사된 로제타는, 2008년에 (2867) 슈타인스, 2010년에 (21) 루테티아에 접근 관측을 실시했다.

2007년에 발사된 돈은, 2011년에 (4) 베스타의 궤도에 진입하여 관측을 실시하고, 2012년에 베스타의 궤도를 이탈했다. 2015년에는 (1) 케레스 궤도에 도달하여, 2018년까지 근접 탐사를 실시했다.

2014년 12월에는 "하야부사"의 후계기가 되는 하야부사2가 발사되었다. 2018년 6월에 탐사 목표인 류구에 도착, 2018년 9-10월에 탐사 장비를 표면에 내려놓았으며, 2019년 2월에는 제1회 터치다운, 2019년 7월에는 제2회 터치다운을 실시하여, 샘플 채취를 시도했다. 이 기간 중 2019년 4월에는, 천체에 충돌체를 부딪혀 크레이터를 생성하는 폭파 탐사도 실시했다. 2019년 11월에 류구를 이탈, 2020년 12월에 지구로 귀환 캡슐을 돌려보냈다. 귀환 캡슐 안에는 소행성에서 유래한 것으로 생각되는 물질이 대량으로 들어 있었다. 2021년 7월 현재, 상세한 분석이 시작되었다. 또한, 본체는 다른 소행성에 대한 탐사를 실시할 예정이며, 2031년 7월에 1998 KY36이라는 소행성에 도달하는 것을 목표로 하고 있다.

2016년에는 미국의 소행성 탐사선 오시리스-렉스(오시리스 렉스, 오시리스-렉스라고도 함)가 발사되었다. 목표 소행성은 벤누이며, 2018년 12월에 도착하여, 2020년 10월에 샘플 채취를 실시하여 성공했다. 2021년 4월에 소행성을 이탈, 2023년 9월에 지구로 귀환. 2029년에 아포피스가 지구에 접근하는 타이밍에 맞춰, 궤도에 진입하여, 탐사를 실시할 예정이다.

2021년 10월, 루시가 발사되었다. 사상 최초의 목성 트로이군 소행성 탐사를 포함하여, 8개의 소행성을 탐사할 예정이다. 2023년 11월에는 딘키네시에 플라이바이를 실시했다. 이 접근 시 위성을 발견했다. 탐사선에 의한 소행성의 위성 발견은, 갈릴레오에 이어 2번째이다.

2021년 11월에는, DART가 발사되었다. 지구 근접 천체에 충돌하여, 그 궤도를 바꾸는 실험을 실시했다. 2022년 9월에 디디모스의 위성, 디모르포스에 충돌하여, 궤도 변경에 성공했다.

2023년 10월, 사이키의 발사가 성공했다. 사상 처음으로 금속질 소행성 (X형 소행성)의 탐사를 실시할 예정이다. 2029년 8월에 프시케에 도착하여, 2년 정도 탐사를 실시할 예정이다.

그 외에도, 혜성 탐사선 등에 의해 비교적 원거리에서, 혹은 불분명한 소행성의 영상이 몇 개 촬영되고 있다.

2024년 현재, 마르코 폴로 등의 소행성 탐사 계획이 검토 중이다. 게다가 돈 키호테라는 계획에서는, 소행성에 임팩터를 충돌시키는 구상을 가지고 있다.

미국에서는 컨스텔레이션 계획의 중지 후, 2010년 4월에 오바마 대통령이 발표한 새로운 우주 정책[142]에서 유인 소행성 탐사 "소행성 이니셔티브"가 검토되었지만, 2017년이 되어 중지되었다.

7. 1. 지상 관측

1801년 주세페 피아치가 세레스를 처음 발견한 이래, 팔라스, 유노, 베스타 등이 발견되었다.[150] 1845년 아스트라이아 발견 이후 소행성 발견이 급증하여, 1923년에는 1000번째, 1990년에는 5000번째 소행성이 발견되었고, 2013년 1월 30일에는 35만 3926개의 소행성에 공식 번호가 부여되었다.[150]

소행성은 매우 작고 희미하여 지상 관측으로 얻을 수 있는 정보는 제한적이다.[93] 지상 광학 망원경으로 시등급을 측정하여 크기를 추정하고, 빛 곡선 측정을 통해 자전 주기, 극 방향, 모양 등을 파악한다.[93] 가시광선 및 근적외선 분광 데이터는 표면 얇은 층의 조성 정보를 제공한다.[93] 중적외선 및 열적외선 관측과 편광 측정은 소행성의 물리적 특성, 크기, 알베도, 열적 특성 등에 대한 정보를 제공하며, 이를 통해 표면에 입상 물질의 절연층 존재 여부 등을 추정할 수 있다.[93] 하지만 원격 관측으로는 레골리스 층의 자세한 특성을 알 수 없고, 열 관성 해석에 신중해야 한다.[93]

골드스톤 천문대의 70m 안테나


아레시보에서 관측한 근지구 소행성 의 레이더 관측


지구 근처를 지나는 근지구 소행성은 레이더를 통해 자세히 연구할 수 있다.[93] 푸에르토리코의 아레시보 천문대와 캘리포니아의 골드스톤 천문대에서 레이더 관측을 수행하여 소행성 표면 정보(크레이터, 바위 등)를 얻고, 궤도 및 자전 역학을 정확하게 결정한다.[93]

7. 2. 우주 탐사

1801년 주세페 피아치가 세레스를 처음 발견한 이후, 팔라스, 유노, 베스타가 차례로 발견되었다. 한동안 소행성 발견이 중단되었다가 1845년 아스트라이아 발견 이후 다시 활발해졌다. 1923년에는 1000번째, 1990년에는 5000번째 소행성이 발견되었고, 2013년 1월 30일 기준 35만3926개의 소행성에 공식 번호가 부여되었다.[150]

WISE 적외선 우주 망원경


|thumb|소행성 6481 텐징(중앙)은 제임스 웹 우주 망원경의 NIRCam 장비로 촬영한 일련의 이미지에서 별들을 배경으로 움직이는 모습이 보인다.]]

|thumb|upright=1.3|2019년 현재 우주선이 방문한 소행성 및 혜성(세레스와 베스타 제외), 축척대로]]

갈릴레오 호는 1991년과 1993년에 각각 951 가스프라와 243 이다를 지나가며 처음으로 소행성에 접근하여 사진을 지구로 전송했고, 이 과정에서 소행성의 첫 위성인 다크틸이 발견되었다.[93] 니어 슈메이커는 253 마틸다에 접근하고, 2001년 433 에로스에 착륙했다.[100] 2005년에는 하야부사 우주선이 25143 이토카와에 착륙하여 표본을 수집했다.

우주 및 지상 관측소는 모두 소행성 탐사 프로그램을 수행해왔다. 우주 기반 탐사는 대기 간섭이 없고 더 넓은 하늘을 관측할 수 있어 더 많은 천체 발견에 유리하다. NEOWISE는 10만 개 이상의 소행성을 관측했고, 스피처 우주 망원경은 700개 이상의 지구 근접 소행성을 관측했다.[93] 허블 우주 망원경은 주 벨트에서 소행성 충돌 추적,[94][95] 소행성 파편화,[96] 6개의 혜성 같은 꼬리를 가진 활동성 소행성 관측,[97] 전용 임무의 대상으로 선택된 소행성 관측 등을 수행했다.[98][99]

소행성 내부 구조는 간접적인 증거를 통해서만 추론할 수 있다. 우주선으로 측정한 전체 밀도, 소행성 쌍성의 경우 자연 위성의 궤도, 야르콥스키 열 효과로 인한 소행성 궤도의 이동 등이 그 예이다.

목성으로 향하던 ''갈릴레오'' 탐사선은 1991년 951 가스프라와 1993년에는 243 이다와 그 위성 악틸을 촬영했다. 다른 목적지로 향하던 중 우주선이 잠깐 방문한 소행성으로는 1999년 ''딥 스페이스 1''호가 방문한 9969 브라유, 2002년 ''스타더스트''호가 방문한 5535 안네프랑크, 2008년 ''로제타'' 탐사선가 방문한 2867 슈테인스와 21 루테티아, 그리고 2012년 중국의 달 궤도선 ''창어 2호''가 근접 비행한 4179 투타티스가 있다.

최초의 소행성 전용 탐사선은 미국 항공우주국(NASA)의 ''니어 슈메이커''호로, 1997년 253 마틸데를 촬영한 후, 433 에로스 주위를 궤도 비행하며, 2001년에 그 표면에 착륙했다.[100] 일본 우주항공연구개발기구(JAXA)의 ''하야부사'' 탐사선은 25143 이토카와를 상세히 연구했으며, 2010년 6월 13일 지구로 표면 샘플을 반환했다.[141] 2007년, 미국 항공우주국(NASA)은 ''돈'' 우주선을 발사하여 4 베스타와 세레스를 관측했다.

일본 우주항공연구개발기구(JAXA)가 2014년에 발사한 ''하야부사 2호''는 162173 류구를 궤도 비행했으며, 2020년에 지구로 샘플을 가져왔다. 미국 항공우주국(NASA)은 2016년 101955 벤누로 샘플을 반환하는 임무인 오시리스-렉스를 발사했다. 샘플은 2023년 9월에 지구로 전달되었다.

2021년, 미국 항공우주국(NASA)은 쌍 소행성 궤도 수정 시험(DART)을 발사했다. DART는 2022년 9월, 디디모스의 소행성 달 디모르포스에 의도적으로 충돌했다.[101] 10월에 미국 항공우주국(NASA)은 DART의 성공을 선언하며, 디모르포스가 디디모스를 도는 궤도 주기를 약 32분 단축시켰음을 확인했다.[102]

2021년에 발사된 미국 항공우주국(NASA)의 ''루시''는 목성 트로이군을 근접 비행하는 탐사선이다. 주 벨트 소행성 152830 딘키네쉬를 통과했으며, 2025년에는 52246 도널드요한슨을 통과할 예정이다.[103][104]

미국 항공우주국(NASA)의 ''프시케''(Psyche)는 2023년 10월에 발사되었으며, 금속 소행성 프시케를 연구할 예정이며, 2029년 그곳에 도착할 예정이다. 유럽 우주국(ESA)의 ''헤라''(Hera)는 2024년 10월에 발사되었으며, DART 충돌의 결과를 연구할 예정이다. 일본 우주항공연구개발기구(JAXA)의 DESTINY+는 3200 파에톤과 다양한 소천체를 근접 비행하는 임무로, 2024년 발사를 계획하고 있다.[105] 중국 국가우주국(CNSA)의 ''톈원-2''(Tianwen-2)는 2025년에 발사될 예정이다.[106] 469219 카모오알레와와 311P/PanSTARRS를 탐사할 것이다.[107]

행성 형성론 연구와 미래의 자원 이용을 위한 소행성 탐사가 진행되고 있다.

2024년 현재, 마르코 폴로 등의 소행성 탐사 계획이 검토 중이다. 돈 키호테 계획에서는 소행성에 임팩터를 충돌시키는 구상을 가지고 있다.

미국에서는 컨스텔레이션 계획 중지 후, 2010년 4월 오바마 대통령이 발표한 새로운 우주 정책[142]에서 유인 소행성 탐사 "소행성 이니셔티브"가 검토되었지만, 2017년 중지되었다.

8. 지구 위협 및 충돌 회피

지구 대기권에 충돌하는 직경 약 1~20미터 소행성으로 인한 화구의 빈도


지구와 궤도가 교차하는 소행성은 충분한 시간이 주어지면 지구와 충돌할 수 있기 때문에 식별에 대한 관심이 높아지고 있다. 지구 근접 소행성의 세 가지 주요 그룹은 아폴로 소행성, 아모르 소행성, 아텐 소행성이다.[44] 1898년에 발견된 지구 근접 천체인 433 에로스를 시작으로, 1930년대에는 1221 아모르, 1862 아폴로, 2101 아도니스, 69230 헤르메스 등이 잇따라 발견되면서 천문학자들은 지구 충돌 가능성을 인지하기 시작했다.[44]

이후 알바레즈 가설이 충돌 사건으로 인한 백악기-고생대 대멸종을 설명하고, 1994년 슈메이커-레비 9 혜성의 목성 충돌이 관측되면서 경각심이 더욱 고조되었다.[44] 또한, 미국 군대의 핵폭발 감지 위성이 직경 1~10미터 물체의 대기 상층 충돌을 수백 건 감지했다는 정보가 기밀 해제되면서 이러한 인식은 더욱 확산되었다.[44]

이러한 배경 속에서 전하 결합 소자(CCD) 카메라와 망원경, 컴퓨터를 활용한 고효율 조사가 시작되었다. 2011년에는 직경 1킬로미터 이상인 지구 근접 소행성의 89%에서 96%가 발견된 것으로 추정되었으며,[44] 2018년에는 LINEAR 시스템만으로 147,132개의 소행성이 발견되었다.[119] 조사 결과, 거의 900개 이상의 1km 직경 소행성을 포함하여 19,266개의 지구 근접 소행성이 발견되었다.[120][121]

2018년 6월, 미국 과학기술위원회는 미국이 소행성 충돌에 대한 대비가 부족하다고 경고하며, "국가 지구 근접 천체 대비 전략 실행 계획"을 발표했다.[122] 미국 의회 전문가 증언에 따르면, 미국 항공우주국(NASA)은 소행성 요격 임무를 시작하기 위해 최소 5년의 준비 기간이 필요하다.[123]

2022년 쌍둥이 소행성 재지정 시험은 우주선 충돌이 행성 방어를 위한 실행 가능한 옵션임을 보여주었다.


소행성 충돌 회피 기술은 성능, 비용, 위험, 운영 및 기술 준비도 등 다양한 요소를 고려해야 한다.[124] 소행성 궤도 변경 방법에는 운동, 전자기, 중력, 태양/열, 핵 등 다양한 에너지원이 사용될 수 있으며,[125] 요격,[126][127] 랑데부, 원격 기지 등 접근 전략에 따라 구분된다.[125]

대응 전략은 크게 파편화와 지연으로 나뉜다.[125][128] 파편화는 충돌체를 작은 조각으로 분산시켜 지구를 빗나가게 하거나 대기 중에서 소멸시키는 방법이다. 지연은 지구와 충돌체의 궤도를 이용하여 충돌 시간을 7분 이상 지연시키거나 앞당겨 지구를 빗나가게 하는 방법이다.[129]

1967년 1566 이카루스와의 충돌을 대비한 비상 계획인 "프로젝트 이카루스"는 새턴 V 로켓을 이용하여 6개의 100 메가톤급 핵탄두로 소행성을 궤도 변경하거나 파괴하는 방안을 제시했다.[130]

지구 상공에는 2013년 첼랴빈스크 운석 낙하와 같이 대기권에서 다 타지 않고 낙하하여 피해를 발생시키는 소행성도 존재한다.[143] 2018년 12월 18일에는 직경 약 10m의 소행성이 베링해 상공에서 폭발하여 히로시마 원자폭탄의 약 10배에 달하는 에너지를 방출했다.[144] 특히 직경 150m를 넘는 천체는 지구에 심각한 영향을 미칠 수 있는 위험성이 높은 천체로 간주된다.[143]

유카탄 반도의 칙술루브 크레이터 조사를 통해, 약 6550만 년 전 직경 10km의 소행성 충돌로 대형 공룡이 멸종하고, 규모 11 규모의 지진, 대규모 화재, 높이 300m의 해일이 발생했으며, 성층권에 떠다니는 먼지로 인해 수개월에서 수년 동안 태양 광선이 차단되어 생물 전체의 70%가 멸망했다는 가설이 제기되었다.[145]

직경 10km 규모의 소행성 충돌은 1억 년에 한 번, 직경 1km 소행성 충돌은 100만 년에 한 번 정도의 빈도로 발생하며 지구 규모의 기후 변동을 일으킬 수 있다.[145] 직경 50m 규모의 소행성 충돌은 1000년에 한 번 정도 발생하며, 배린저 크레이터와 같은 국지적인 영향을 미친다.[146]

지구 공전 궤도 1.3 천문 단위 이내를 통과하는 소행성은 NEA(지구 근접 소행성)로, 2012년 11월 기준 9252개가 확인되었다.[147] 이 중 지구에 0.05 천문 단위 이하로 접근하고 직경 150m 이상인 소행성은 PHA(잠재적으로 위험한 소행성)로, 1343개가 해당한다.[147] NEA는 행성 중력의 영향을 받아 궤도가 갑자기 변할 수 있다.[147]

NEA와 충돌이 우려되는 혜성(NEC)을 포함한 NEO(지구 근접 천체)[147]를 감시하기 위해 NASA, 미국 공군, 매사추세츠 공과대학의 LINEAR, 애리조나 대학의 Space Watch와 Catarina Sky Survey, NASA 제트 추진 연구소의 NEAT, 로웰 천문대의 LONEOS, 하와이 대학의 Pan-STARRAS, 일본의 미성 스페이스 가드 센터 등 다양한 관측 체제가 운영되고 있다.[149]

소행성 충돌에 대비하여 소행성을 파괴하거나 진로를 변경하는 연구도 진행되고 있지만,[148] 현재 기술로는 직경 100m 이하의 소행성에만 효과가 있을 것으로 예상된다.[149] NASA의 DART나 ESA의 「돈키호테 계획」 등 다양한 회피 방법이 연구되고 있지만, 아직 효과는 미지수이다.[149]

9. 소행성 채굴

소행성 채광은 1970년대에 제안되었다. 맷 앤더슨은 성공적인 소행성 채광을 "투자자에게 재정적으로 자립 가능하고 수익성이 있는 채광 프로그램의 개발"로 정의한다.[108] 소행성은 지구에서 희귀하거나 고갈될 수 있는 물질의 공급원,[109] 또는 우주 서식지 건설에 필요한 물질의 공급원으로 사용될 수 있다는 제안이 있었다.[110][111] 지구에서 발사하기에 무겁고 비용이 많이 드는 물질은 언젠가는 소행성에서 채광되어 우주 제조 및 건설에 사용될 수 있다.

소행성에 유인 임무를 수행하는 우주 비행사의 개념도


자원 고갈이 현실화됨에 따라 소행성에서 귀중한 원소를 추출하여 이윤을 남기고 지구로 되돌리거나, 우주 기반 자원을 사용하여 태양광 발전 위성 및 우주 서식지를 건설하는 아이디어가 더욱 매력적으로 여겨지고 있다.[112][113] 가설적으로, 얼음에서 가공된 물은 궤도 추진제 저장소에 연료를 보급할 수 있다.[114][115]

생물천문학적 관점에서, 소행성 탐사는 외계 지적 생명체 탐사(SETI)를 위한 과학적 데이터를 제공할 수 있다. 일부 천체 물리학자들은 고도로 발달한 외계 문명이 오래 전에 소행성 채광을 수행했다면, 이러한 활동의 특징이 감지될 수 있다고 제안했다.[116][117][118]

10. 목록

소행성은 다양한 기준에 따라 분류되어 목록으로 정리되어 있다. 사람, 장소, 신화 등 특정 이름을 딴 소행성 목록과 한국과 관련 있는 소행성 목록 등이 있다.

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