소행성대

1. 개요

소행성대는 화성과 목성 사이의 궤도에 위치한 수많은 소행성들의 집합체이다. 1596년 요하네스 케플러가 화성과 목성 사이의 간격에 주목한 이후, 1801년 주세페 피아치가 세레스를 발견하면서 소행성대의 존재가 확인되었다. 이후 윌리엄 허셜이 '소행성'이라는 용어를 제안하며, 1845년 이후 새로운 천체들이 대거 발견되면서 소행성이라는 명칭이 굳어졌다.

소행성대는 태양계 형성 과정에서 목성의 중력 섭동으로 인해 행성으로 성장하지 못한 미행성들의 잔해로 추정된다. 소행성대는 탄소질, 규소질, 금속질 소행성으로 구성되며, 소행성족을 이루어 유사한 궤도와 분광 특징을 공유한다. 소행성대 내에서는 소행성 간의 충돌이 빈번하게 일어나며, 그 파편 중 일부는 지구 대기권으로 진입하여 운석으로 발견된다.

소행성대는 대부분이 텅 빈 공간으로 이루어져 있으며, 탐사선들은 소행성대를 안전하게 통과해 왔다. 돈 탐사선은 베스타와 세레스를, 루시 탐사선은 목성 트로이 소행성을 탐사하는 등 다양한 탐사 활동이 이루어지고 있다. 또한, 태양계 외의 다른 항성 주변에서도 소행성대와 유사한 먼지 벨트가 발견되고 있다.

2. 관측 역사

16세기 말 요하네스 케플러는 화성과 목성 궤도 사이에 불규칙한 점이 있음을 알아챘고, 이는 나중에 소행성대 소행성의 중력 때문임이 밝혀졌다. 케플러는 자신의 저서 《우주의 신비》에서 "화성과 목성 사이에 행성을 넣는다"고 언급하며, 이 위치에 행성이 존재할 것이라고 예측했다.

1766년 요한 티티우스는 샤를 보네의 "자연에 대한 사색"을 번역하면서 행성 배치 규칙(이후 티티우스-보데의 법칙으로 불림)에 대한 주석을 남겼다. 이 법칙에 따르면 화성과 목성 사이에 미지의 행성이 존재해야 했다. 티티우스는 "하지만 과연 하느님이 이 공간을 빈 곳으로 두셨을까? 전혀 아니다."라고 덧붙였다. 1781년 윌리엄 허셜이 천왕성을 발견했을 때, 천왕성의 위치가 티티우스-보데의 법칙과 일치하자, 천문학자들은 화성과 목성 사이에 행성이 존재한다고 믿게 되었다.

1801년 1월 1일, 주세페 피아치는 예측된 위치에서 세레스를 발견했다. 피아치는 처음에 세레스를 혜성으로 생각했으나, 코마가 없어 행성으로 여겨졌다. 15개월 후 하인리히 올베르스가 같은 지역에서 팔라스를 발견했다. 허셜은 이 천체들을 항성과 구별하기 어렵다며, 그리스어 asteroeides^gr(별과 비슷한)를 따 "소행성"(asteroid^영어)으로 칭하자고 제안했다.

1807년 유노와 베스타가 추가로 발견되었으나, 나폴레옹 전쟁으로 인해 연구가 중단되면서 소행성 발견은 일단락되었다. 허셜의 제안에도 불구하고, 이후 수십 년 동안 이 천체들은 행성으로 불렸고, 발견 순서대로 번호가 붙여졌다. 하지만 1845년 아스트라이아를 시작으로 새로운 천체들이 빠르게 발견되면서, '소행성'이라는 명칭이 점차 사용되기 시작했다.

1846년 해왕성이 발견되었을 때, 해왕성의 위치는 티티우스-보데의 법칙에서 예측한 위치와 달라 법칙의 신빙성이 사라졌다. 현재 천문학계에서는 이 법칙이 우연의 일치였다고 보고 있다.

1891년 막스 볼프가 천체사진술을 개발하면서 소행성 발견 속도가 빨라졌다. 1921년까지 1,000개, 1981년까지 10,000개, 2000년까지 100,000개의 소행성이 발견되었으며, 현대에는 자동화된 탐사 시스템으로 발견 속도가 더욱 증가하고 있다.

2014년 1월 22일, 유럽우주국 과학자들은 허셜 우주 관측소를 이용하여 세레스에서 수증기를 검출했다고 보고했다. 이는 혜성과 소행성의 경계를 모호하게 만드는 발견이었다.

2.1. 소행성대의 명칭

1850년대 초부터 '소행성대'라는 용어가 사용되기 시작했다. 이 용어를 누가 처음 만들었는지는 정확히 밝혀지지 않았지만, 알렉산더 폰 훔볼트의 저서 《코스모스》의 영어 번역본(1850년)에 처음 등장한 것으로 보인다. 로버트 제임스 만의 《하늘에 대한 지식 안내서》에서도 이 용어가 사용되었다. 벤자민 피어스는 이 용어를 채택하고 널리 알리는 데 기여했다.

3. 기원

소행성대의 기원에 대해서는 여러 가설이 제기되어 왔다. 19세기 초, 세레스와 팔라스가 발견된 직후, 가우스 등은 이 천체들이 화성과 목성 사이에서 폭발한 더 큰 행성, 파에톤의 잔해라고 추정했다. K. N. 사브첸코는 세레스, 팔라스, 주노, 베스타가 폭발한 행성의 파편이 아닌, 행성에서 탈출한 위성이라고 주장했다. 그러나 행성을 파괴할 정도의 에너지와 소행성대의 질량이 달의 4%에 불과하다는 점, 소행성 간의 화학적 조성 차이 때문에 이 가설은 현재 받아들여지지 않는다.

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현재는 성운설과 유사한 과정을 통해 소행성대가 형성되었다는 가설이 주류이다. 태양계 초기, 성간 먼지와 가스가 중력으로 붕괴하며 회전 원반을 형성했고, 여기서 태양과 행성들이 탄생했다. 초기 수백만 년 동안, 작은 입자들이 강착 과정을 통해 뭉쳐져 점점 커졌고, 충분한 질량에 도달하면 중력으로 다른 천체를 끌어들여 미행성이 되었다. 이 미행성들이 모여 행성이 되었다.

하지만 현재 소행성대 지역의 미행성들은 목성의 강력한 중력 섭동으로 인해 행성으로 성장하지 못했다. 궤도 공명은 소행성대 내 천체의 공전 주기가 목성의 공전 주기의 정수비가 될 때 발생하여 천체를 다른 궤도로 섭동시킨다. 화성과 목성의 궤도 사이에는 이러한 궤도 공명이 많이 존재한다. 목성이 형성 후 안쪽으로 이동함에 따라, 이러한 공명은 소행성대를 가로질러 휩쓸고 지나가면서, 그 영역의 천체들을 역동적으로 자극하고 서로에 대한 속도를 증가시켰을 것이다. 평균 충돌 속도가 너무 높은 영역에서는 미행성의 파괴가 강착보다 우세하여 행성 형성을 막았다. 그 대신, 그것들은 이전처럼 태양을 공전하며 때때로 충돌했다.

행성은 태양계 형성 초기 100만 년 동안 미행성의 축적에 의해 형성되었다고 여겨진다. 미행성은 반복되는 충돌을 통해 암석형 행성(지구형 행성)과 거대 가스 행성(목성형 행성) 및 거대 얼음 행성(천왕성형 행성)의 핵이 되었을 것으로 생각된다. 행성 크기의 천체로 성장하면 중력이 충분히 강하기 때문에, 트로이군과 같은 예외를 제외하고는 다른 소천체들을 중력으로 배제한다. 하지만 현재 소행성대라 불리는 이 지역에서는 목성의 강한 중력 때문에 행성으로 성장하는 최종 단계가 방해받아 미행성들이 단일 행성을 형성하지 못하고 태양 주위를 계속 공전하게 되었다는 것이 일반적인 견해이다.

소행성대는 원시 태양계의 잔해라고 생각하는 견해도 있었지만, 소행성대를 구성하는 소행성 자체는 원시 상태를 유지하고 있지 않다는 견해가 우세하다. 많은 관측 결과와 궤도 계산 등을 통해 소행성대에는 활발한 변화가 일어났을 것으로 추정되기 때문이다. 여기에 더해 목성의 중력 등의 영향으로 공전 궤도가 변화하여 소행성대 궤도에서 크게 벗어났다고 생각되는 소행성도 다수 발견되었다.

엣지워스-카이퍼 벨트 등에 속하는 태양계 외곽 천체는 태양계 형성 이후 거의 변화가 없었을 것으로 생각된다.

3.1. 형성

성운설에 따르면, 태양계는 성간 기체와 먼지가 중력으로 인해 회전 원반을 이루면서 탄생했다. 이 회전 원반에서 태양과 행성들이 형성되었는데, 처음 몇백만 년 동안 작은 입자들이 강착 과정을 통해 뭉쳐져 점점 커졌다. 일정 크기 이상이 된 천체들은 중력으로 다른 천체를 끌어당겨 미행성이 되었고, 이 미행성들이 모여 행성이 되었다.

하지만 현재 소행성대 지역에 있던 미행성들은 목성의 강력한 중력 섭동 때문에 행성으로 성장하지 못했다. 목성의 중력은 이 지역의 미행성들의 충돌 속도를 높여, 강착보다는 충돌로 인한 분산이 더 크게 일어났기 때문이다. 화성과 목성 사이에는 궤도 공명이 일어나는 궤도가 많은데, 이 궤도에서는 소행성이 다른 궤도로 이동하게 된다. 목성이 형성 후 안쪽으로 이동했다면, 궤도 공명 효과가 소행성대 전체에 영향을 미쳐 소행성대의 속력이 증가했을 것이다.

태양계 형성 초기, 소행성들은 부분적으로 녹아 원소들이 질량별로 분화되었을 가능성이 있다. 일부는 화산 활동을 통해 마그마 바다를 이루기도 했지만, 소행성의 크기가 작아 이 시기는 짧게 유지되었고, 소행성 형성 후 1000만 년 이내에 끝난 것으로 추정된다. 1907년 베스타에서 유래한 운석 속 지르콘 연구는 소행성 전체가 태양계 형성 후 1000만 년 이내에 빠르게 형성되었음을 보여준다.

과거에는 소행성대가 폭발한 행성의 파편이라는 주장도 있었지만, 소행성대의 질량이 달의 4%에 불과하고, 소행성 간 화학 구성 차이가 크다는 점에서 설득력이 떨어진다.

3.2. 진화

소행성들은 태양계 형성 이후 내부 가열, 충돌, 우주 풍화, 미세 운석 충돌 등 다양한 요인으로 인해 지속적으로 변화해 왔다. 일부 과학자들은 소행성을 미행성의 잔재라고 칭하지만, 다른 일부는 서로 분명히 다른 것이라고 한다.

현재 소행성대는 초기 질량의 극히 일부만을 가지고 있다. 컴퓨터 시뮬레이션에서는 소행성대가 최초에는 지구 질량 정도였다는 결과가 나온다. 섭동으로 인해 형성된 지 100만 년이 채 되지 않아 물질 거의 전부가 바깥으로 방출되어, 최초 질량의 0.1%만이 남았다. 형성 이후 소행성대의 크기 분포는 특별한 증가나 감소 없이 안정 상태를 유지하고 있다.

목성과의 4:1 궤도 공명 지점(반지름 2.06 AU)은 소행성대의 안쪽 경계로 여겨진다. 이보다 안쪽에 형성된 소행성은 궤도 공명으로 다른 궤도로 옮겨갔거나 1.67 AU 지점의 화성이 정리하였다. 헝가리 소행성군은 4:1 공명 지점보다 가까이 있지만, 궤도 경사가 커 영향을 받지 않았다.

소행성대가 처음 만들어졌을 때 2.7 AU 지점부터 물이 얼기 시작해 동결선을 형성하였으며, 동결선 너머에서 형성된 미행성에는 얼음이 모일 수 있었다. 2006년 동결선 바깥 부분 소행성대에서 주 소행성대 혜성들이 발견되었는데, 이는 지구 바다를 형성한 물의 기원일 가능성이 제기되고 있다.

4. 성질

소행성대는 화성과 목성 궤도 사이에 위치하며, 대부분 텅 비어 있지만 수십만 개 이상의 소행성들이 넓게 퍼져 있다. 1596년 요하네스 케플러가 화성과 목성의 궤도에 불규칙한 점이 있음을 처음 알아챘고, 이후 이 점들이 소행성대 소행성의 중력 때문임이 밝혀졌다. 일반적인 인식과는 달리 소행성대는 텅 빈 공간이 대부분이며, 소행성들은 매우 넓은 공간에 퍼져 있다. 따라서 우주선이 소행성대를 통과할 때 소행성과 충돌할 확률은 매우 낮다.

소행성대 전체 질량은 kg으로, 달 질량의 약 3%에 불과하다. 세레스, 베스타, 팔라스, 히기에이아 등 가장 큰 4개의 소행성이 전체 질량의 62%를 차지하며, 그중 세레스가 39%를 차지한다.

소행성대에는 지름 100km가 넘는 소행성이 200개 이상 존재하며, 적외선 관측에 따르면 지름 1km 이상인 소행성은 70만~170만 개에 이른다. 소행성들의 절대 등급은 대부분 11~19 사이이며, 중간값은 약 16이다. 소행성대 소행성의 크기 분포는 멱함수 법칙을 따르지만, 약 및 에서 예상보다 많은 소행성이 발견되는 '돌출부'가 나타난다. 지름 이상의 큰 소행성들은 원시적인 반면, 작은 소행성들은 원시 소행성이 충돌하여 생긴 파편으로 추정된다.

4.1. 구성 성분

소행성대는 현재 세 가지 주요 소행성 종류로 구성된다. 탄소가 많은 C형 소행성, 규소가 많은 S형 소행성, 금속 성분의 M형 소행성이 그것이다.

* C형 소행성은 탄소가 풍부하며 소행성대 바깥쪽에 주로 분포한다. 관측되는 소행성의 75% 이상을 차지하며, 붉은빛을 띠고 반사율이 낮다. C 구립운석과 표면 구성 성분이 비슷하며, 화학적으로는 태양계 초기의 물질이 그대로 남아 있다.

* S형 소행성은 규소가 주 성분이며, 2.5 AU 이내의 소행성대 안쪽에 많이 분포한다. 규소와 일부 금속 원소가 발견되지만 탄소는 거의 없어, 최초 구성 성분에서 많은 변화를 겪었을 것으로 보인다. 반사율은 비교적 높으며 전체 소행성의 17%를 차지한다.

* M형 소행성은 금속 성분이 많으며, 소행성의 10% 정도를 차지한다. 철-니켈 성분이 스펙트럼 상으로 나타나, 원시 천체의 금속 핵이 떨어져 나온 것으로 추정되기도 한다. 하지만 22 칼리오페처럼 규소가 많음에도 M형으로 분류되는 경우도 있어 논란이 있다. M형 소행성은 2.7 AU 지점에서 가장 많이 발견된다.

V형 소행성 또는 현무암질 소행성이 드문 것은 소행성대 연구에 있어 풀리지 않는 의문 중 하나이다. 이론적으로는 베스타 정도 크기의 소행성은 현무암질 지각과 맨틀을 가져야 하지만, 관측 결과는 현무암질 소행성이 매우 적다는 것을 보여준다. 2001년 이전에는 베스타에서 유래한 것으로 추정했지만, 1459 마그냐의 발견으로 다른 기원을 가진다는 가설이 제기되었다. 2007년에는 소행성대 바깥쪽에서 7472 쿠마키리와 등 다른 구성의 현무암질 소행성이 발견되어 이 가설을 뒷받침했다.

소행성대의 온도는 태양과의 거리에 따라 다르다. 소행성대 먼지 입자의 온도는 2.2 AU 지점에서 200 K (-73 °C), 3.2 AU 지점에서 165 K (-108 °C) 정도이다. 소행성은 자전하면서 표면이 태양에 번갈아 노출되기 때문에, 같은 소행성에서도 온도 차이가 크게 나타날 수 있다.

4.2. 소행성대 혜성

바깥쪽 소행성대에 있는 소행성 몇몇은 혜성 활동을 보이기도 한다. 이 소행성들의 궤도는 일반 혜성이 포획되었다고 하기에는 무리가 있으므로, 바깥쪽에 있는 소행성 다수는 얼음질이며, 작은 천체의 충돌로 인해 노출되어 승화한다고 추정하고 있다. 일반적인 혜성에 포함된 물의 중수소-수소 비율은 지구 물의 비율보다 너무 낮기 때문에, 소행성대 혜성이 지구의 바다를 형성한 근원일 가능성이 제기되고 있다.

4.3. 궤도

소행성대 소행성 대부분은 궤도 이심률 0.4 이하, 궤도 경사 30° 이하이다. 소행성의 수는 이심률 0.07, 경사 4° 부근에서 최대이다. 일반적인 소행성은 원 궤도를 돌며 황도면 근처에 위치하지만, 일부는 이심률이 높은 찌그러진 궤도를 돌거나 황도면 바깥으로 멀리 벗어나기도 한다.

간혹 '주 소행성대'라는 용어가 소행성이 밀집한 '핵심부'만을 가리키는 용어로 쓰이기도 하는데, 구체적으로는 4:1과 2:1 커크우드 간극 사이 2.06 ~ 3.27 AU 지역에서 궤도 이심률 0.33 이하, 궤도 경사 20° 이하인 영역을 가리킨다. 2006년 기준으로 발견된 소행성체 전체의 93%가 이 핵심부에 위치하였다. JPL 소천체 데이터베이스에는 주 소행성대 소행성 70만 개 이상이 기록되어 있다.

4.3.1. 커크우드 간극

소행성의 궤도 긴반지름은 소행성이 도는 궤도의 크기를 표현하는 데 주로 사용되며, 이 값으로 공전 주기가 결정된다. 1866년 다니엘 커크우드는 목성의 공전 주기에 정수 비율을 이루는 공전 주기를 가진 소행성이 없는 빈 공간, 즉 커크우드 간극을 발견했다. 커크우드는 이 현상이 목성의 중력 섭동 때문에 해당 궤도에서 소행성이 존재하지 못하는 것이라고 제안했다.

소행성의 공전 주기와 목성의 공전 주기가 정수 비율을 이루면 궤도 공명이 발생하여 소행성의 궤도가 교란되고 궤도 요소가 변화한다. 소행성이 원래 안정된 궤도에 있었더라도 목성이 이동하거나, 다른 섭동이나 충돌로 인해 궤도가 간극 내에 위치하게 되면, 점진적으로 궤도 긴반지름이 더 크거나 작은 궤도로 무작위로 이동하게 된다.

5. 충돌

소행성대에서는 소행성 수가 많아 (천문학적 시간 관점으로) 서로 간의 충돌이 빈번하게 발생한다. 평균 반지름 10 km 정도 소행성 간의 충돌은 1000만 년에 한 번씩 발생하는 것으로 추정된다. 충돌로 작은 파편이 생겨 소행성족이 형성되기도 하며, 반대로 느리게 충돌하면 두 소행성이 뭉치기도 한다. 40억 년가량 이러한 과정이 반복되며 현재 소행성대 구성은 초기와 많은 차이를 보이게 되었다.

소행성대에는 소행성 외에도 크기가 몇백 밀리미터밖에 되지 않는 미세한 먼지 입자가 띠 모습으로 존재하며, 이는 소행성 간 충돌이나 소행성과 유성진 간 충돌이 그 기원이다. 이 먼지 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 따라 태양빛을 받아 태양을 향해 나선을 그리며 서서히 낙하한다.

이 먼지 입자와 혜성에서 방출된 물질이 모여 밤에 태양에서 황도 방향으로 뻗어나가는 옅은 불빛인 황도광을 만든다. 황도광을 만드는 입자의 크기는 평균 40 μm 정도이다. 소행성대 황도광 먼지 입자의 수명은 약 70만 년이기 때문에, 새로운 먼지가 꾸준히 생성되어야 한다. 과거에는 황도광의 주요 생성원이 소행성 간 충돌로 추정되었지만, 컴퓨터 시뮬레이션 결과 85%가량이 목성족 혜성에서 기원했으며, 소행성대는 최대 10%가량밖에 차지하지 않는다는 사실이 밝혀졌다.

5.1. 운석

소행성 간 충돌로 생긴 파편 일부는 유성으로 관측된다. 지구에서 발견된 운석 중 99.8%는 소행성대에서 기원한 것으로 추정된다. 이 운석들은 소행성대 연구에 중요한 자료를 제공한다.

6. 소행성족

히라야마 기요쓰구는 궤도 요소가 비슷한 소행성들이 그룹(소행성족)을 이룬다는 사실을 발견했다. 소행성대 소행성의 약 3분의 1가량이 소행성족에 소속되어 있으며, 긴반지름, 궤도 이심률, 궤도 경사 등 궤도 요소와 스펙트럼 상의 특징이 비슷하여, 큰 천체가 분해되어 생겼음을 시사한다.

플로라족, 에우노미아족, 코로니스족, 에오스족, 테미스족 등이 대표적인 소행성족이다. 4 베스타를 중심으로 한 베스타족은 베스타의 충돌 사건으로 형성되었다고 추정되며, HED 운석도 같은 이유로 베스타에서 기원한 것으로 여겨진다.

소행성대 내 먼지가 뭉친 부분이 셋 발견되었는데, 각각 에오스족, 코로니스족, 테미스족과 궤도가 유사하여, 해당 소행성족과 연관이 있을 것으로 추정하고 있다.

후기 대폭격 이후 소행성대의 진화는 센타우루스군과 해왕성 바깥 천체의 통과에 의해 영향을 받은 것으로 보이는데, 해당 천체들은 질량이 이상이면 한 번, 이상이면 여러 번에 걸쳐 소행성의 궤도를 바꿀 수 있다. 센타우루스군이나 해왕성 바깥 천체가 어린 소행성족을 교란하지는 못하였지만, 오래된 소행성족을 교란했을 가능성이 있다.

6.1. 주변

소행성대 안쪽에는 헝가리아족이 위치해 있는데, 434 헝가리아를 비롯한 최소 52개 이상의 소행성이 소속되어 있다. 이들은 4:1 커크우드 간극과 높은 궤도 경사로 인해 주 소행성대와 분리되어 있으며, 일부는 화성 횡단 소행성으로 분류된다. 헝가리아족 옆에는 포카에아족이 있는데, 주로 S형 소행성으로 구성되어 있으며 궤도 긴반지름은 2.25 ~ 2.5 AU 사이이다.

소행성대 바깥쪽에는 키벨레족이 있으며, 목성과 7:4 궤도 공명을 이룬다. 더 바깥쪽에는 힐다족이 있는데, 목성과 3:2 궤도 공명을 이룬다. 목성 궤도에는 목성 트로이군이 있으며, 크기가 1km를 넘는 소행성의 수는 소행성대와 목성 트로이군이 서로 비슷하다고 추정된다.

6.2. 새로운 소행성족

카린족은 약 570만 년 전 반지름 3km 크기 소행성이 충돌하여 형성된 것으로 추정되며, 베리타스족은 해양 침전물에서 채취한 먼지 입자 분석을 통해 830만 년 전 형성되었음이 밝혀졌다.

다투라족은 이보다 더 최근인 53만 년 전 주 소행성대 소행성과의 충돌로 형성된 것으로 보인다. 다투라족의 나이 추정은 물리적인 증거가 아닌, 소속 소행성들이 현재와 같은 궤도를 가질 가능성을 계산해서 추정한 것이다. 다투라족은 황도광을 형성하는 먼지 일부의 기원일 가능성이 제기되기도 하였다. 100만~500만 년 사이에 형성된 이아니니 성단(4652 이아니니)도 먼지 형성에 기여한 것으로 추정된다.

7. 탐사

파이어니어 10호가 1972년 7월 16일 처음으로 소행성대를 통과했다. 당시 소행성대 파편이 탐사선에 위협이 될 수 있다는 우려가 있었지만, 이후 보이저 1호, 보이저 2호, 갈릴레오, 카시니-하위헌스, 뉴 허라이즌스, 로제타 등 여러 탐사선들이 소행성대를 무사히 통과했다.

소행성대 탐사에서 주목할 만한 탐사선과 그 성과는 다음과 같다.

* 갈릴레오: 1991년 951 가스프라, 1993년 243 이다 촬영.
* 니어 슈메이커: 1997년 253 마틸데 촬영, 2001년 2월 433 에로스 착륙.
* 카시니-하위헌스: 2000년 2685 마수르스키 촬영.
* 스타더스트: 2002년 5535 안네프랑크 촬영.
* 뉴 허라이즌스: 2006년 132524 APL 촬영.
* 로제타: 2008년 9월 2867 스테인스, 2010년 7월 21 루테티아 촬영.
* 돈: 2011년 7월~2012년 9월 베스타 궤도 탐사, 2015년 3월부터 세레스 궤도 탐사.

소행성대 내 물질 밀도가 낮아 탐사선이 소행성과 충돌할 확률은 현재 10억 분의 1 이하로 추산된다.

향후 루시 탐사선은 2023년에 152830 딘키네시를 지나쳤고, 유럽 우주국(ESA)의 주스 탐사선은 2029년 소행성 223 로사를 지나갈 예정이다. 사이키 탐사선은 16 사이키를 탐사할 예정이다.

8. 태양계 외곽의 소행성대

태양 이외의 항성 주위에서도 먼지 또는 우주 잔해로 이루어진 것으로 생각되는 벨트가 발견되어 왔다. 이 벨트의 궤도 반지름은 촬영한 영상으로부터 직접 측정하거나, 벨트의 온도로부터 계산된다.