geograph-50

小行星什么由什么构成的

小行星是太阳系内类似行星环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多的天体。 太阳系中，沿椭圆形轨道绕太阳运行而体积小，从地球上肉眼不能看到的行星。大部分小行星的运行轨道在火星和木星之间。 至今为止在太阳系内一共已经发现了约70万颗小行星，但这可能仅是所有小行星中的一小部分，只有少数这些小行星的直径大于100千米。到1990年代为止最大的小行星是谷神星，但近年在古柏带内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如2000年发现的伐楼拿（Varuna）的直径为900千米，2002年发现的夸欧尔（Quaoar）直径为1280千米，2004年发现的2004 DW的直径甚至达1800千米。2003年发现的塞德娜（小行星90377）位于古柏带以外，其直径约为1500千米。 根据估计，小行星的数目大概可能会有50万。最大的小行星直径也只有1000 公里左右，微型小行星则只有鹅卵石一般大小。 直径超过 240 公里的小行星约有 16 个。它们都位于地球轨道内侧到土星的轨道外侧的太空中。而绝大多数的小行星都集中在火星与木星轨道之间的小行星带。其中一些小行星的运行轨道与地球轨道相交，曾有某些小行星与地球发生过碰撞。 小行星是太阳系形成后的物质残余。有一种推测认为，它们可能是一颗神秘行星的残骸，这颗行星在远古时代遭遇了一次巨大的宇宙碰撞而被摧毁。但从这些小行星的特征来看，它们并不像是曾经集结在一起。如果将所有的小行星加在一起组成一个单一的天体，那它的直径只有不到 1500 公里——比月球的半径还小。 由于小行星是早期太阳系的物质，科学家们对它们的成份非常感兴趣。宇宙探测器经过小行星带时发现，小行星带其实非常空旷，小行星与小行星之间分隔得非常遥远。在1991年以前所获的小行星数据仅通过基于地面的观测。1991年10月，伽利略号木星探测器访问了951 Gaspra小行星，从而获得了第一张高分辨率的小行星照片。1993年8月，伽利略号又飞经了243 Ida小行星，使其成为第二颗被宇宙飞船访问过的小行星。 Gaspra和Ida小行星都富含金属，属于S型小行星。 我们对小行星的所知很多是通过分析坠落到地球表面的太空碎石。那些与地球相撞的小行星称为流星体。当流星体高速闯进我们的大气层，其表面因与空气的摩擦产生高温而汽化，并且发出强光，这便是流星。如果流星体没有完全烧毁而落到地面，便称为陨星。 经过对所有陨星的分析，其中 92.8%的成分是二氧化硅（岩石），5.7%是铁和镍，剩余部分是这三种物质的混合物。含石量大的陨星称为陨石，含铁量大的陨星称为陨铁。因为陨石与地球岩石非常相似，所以较难辨别。 1997年 6月27日，NEAR探测器与253 Mathilde小行星擦肩而过。这次机遇使得科学家们第一次能近距离观察这颗富含碳的 C型小行星。此次访问由于NEAR探测器不是专门用来对其进行考察而成为唯一的一次访。NEAR是用于在1999年 1月对Eros小行星进行考察的。 天文学家们已经对不少小行星作了地面观察。一些知名的小行星有Toutais、Castalia、Vesta和Geographos等。对于小行星Toutatis、Castalia和Geographos，天文学家是在它们接近太阳时，在地面通过射电观察研究它们的。Vesta 小行星是由哈勃太空望远镜发现的。 小行星的发现同提丢斯- 波得定则的提出有密切联系，根据该定则，在距太阳距离为2.8 天文单位处应有一颗行星，1801年元旦皮亚奇果真在该处发现了第一颗小行星谷神星。在随后的几年中同谷神星轨道相近的智神星，婚神星，灶神星相继被发现。天文照相术的引进和闪视比较仪的使用，使得小行星的的年发现率大增，到1940年具有永久性编号的小行星已经有1564颗。其中，德国天文学家恩克和汉森因长于轨道计算，沃尔夫和赖因穆特在观测上有许多发现而贡献尤大。 小行星的命名权属于发现者。早期喜欢用女神的名字，后来改用人名，地名，花名乃至机构名的首字母缩写词来命名。有些小行星群和小行星特别著名，如脱罗央群，阿波罗群，伊卡鲁斯，爱神星，希达尔戈等。按轨道根数作统计分析，轨道倾角在约5 度和偏心率约0.17处的小行星数目最多。柯克伍德缝是按小行星平均日心距离统计得到的最著名的分布特征。小行星数N 与平均冲日星等m 之间有统计关系logN=0.39m-3.3，小行星直径d 同绝对星等g 之间满足统计公式logd(公里)=3.7-0.2g。小行星数随直径的分布在直径约30公里附近出现间断。 陨石是地球以外未燃尽的宇宙流星脱离原有运行轨道或成碎块散落到地球或其它行星表面的石体，是从宇宙空间落到某个地方的天然固体，也称“陨星”。它是人类直接认识太阳系各星体珍贵稀有的实物标本，极具收藏价值。大多数陨石来自小行星带，小部分来自月球和火星。陨石多半带有地球上没有或不常见的矿物组合，以及经过大气层高速燃烧的痕迹。至于太空人登上外星球，如月球，所带回来的则不叫陨石。而会称为月球矿石。据加拿大科学家10年的观测，每年降落到地球上的陨石有20多吨，大概有两万多块。由于多数陨石落在海洋、荒草、森林和山地等人烟罕至地区，而被人发现并收集到手的陨石每年只有几十块，数量极少。陨石的平均密度在3～3.5间，主要成分是硅酸盐；陨铁密度为 7.5～8.0，主要由铁、镍组成；陨铁石成分介于两者之间，密度在5.5～6.0间。陨星的形状各异，最大的陨石是重1770千克的吉林1 号陨石，最大的陨铁是纳米比亚的戈巴陨铁 ，重约60吨；中国陨铁石之冠是新疆清河县发现的“银骆驼”，约重28吨 。陨石是来自地球以外太阳系其他天体的碎片，绝大多数来自位于火星和木星之间的小行星，少数来自月球(40块）和火星（40块）。全世界已收集到4万多块陨石样品，它们大致可分为三大类：石陨石（主要成分是硅酸盐)、铁陨石（铁镍合金）、和石铁陨石（铁和硅酸盐混合物）

50) 有以下结构体说明和变量定义，如图所示，指针p、q、r分别指向一个链表中的三个连续结点。

在太阳系中，除了八大行星以外，在红色的火星和巨大的木星轨道之间，还有成千上万颗肉眼看不见的小天体，沿着椭圆轨道不停地围绕太阳公转。与八大行星相比，它们好像微不足道的碎石头。这些小天体就是太阳系中的小行星。小行星属于太阳系小天体。

1801年科学家们在夜空中发现了一个闪光的小物体。起初他们以为这个名为"谷神星"的东西是颗行星，然而一年后又发现了一个同谷神星十分相像的物体。他们意识到行星不可能这么小,于是将其命名为~小行星~，意思是"象星星一样"。

直到1951年也只发现8颗小行星。而今天天文学家运用先进科技已经辨别出约5000颗小行星。

太阳系中成千上万颗小行星都没能积聚形成行星。它们的体积大小不等，有的与高尔夫球一般大，而有的则相当于整个罗德艾兰州那么大。大多数在火星与木星之间的小行星带中进行轨道运行。

大多数小行星沿着木星的路线进行规则的轨道运行。另外一些轨道则为偏心圆，远时靠近天王星，近时靠近地球。到目前为止，天文学家发现有几百颗小行星穿过地球~轨道~，据估计还有成千上万颗小行星未被发现。

天文学家们根据~陨石~成份和光谱将大部分小行星分成三大类。"硅质"小行星含有一个石质硅层包围的铁镍内核。这种小行星约占15%。"金属质"小行星占10%，主要由铁和镍组成。"碳质"小行星数量最多，占了75%，它们含有丰富的碳。

有时小行星的轨道会对地球造成威胁。地球和受到撞击而布满~陨石坑~的月球一样，也是宇宙撞击的目标。我们这颗勤勉的星球通过填平、火山活动以及风化腐蚀抹去了那些暴力的痕迹，然而少数大的冲击遗留下来的陨石坑仍是过去创伤的见证。

小行星是指那些也围绕着太阳运转但体积太小而不能称之为行星的天体。最大的小行星直径也只有 1000 公里左右，微型小行星则只有鹅卵石一般大小。直径超过 240 公里的小行星约有 16 个。它们都位于地球轨道内侧到土星的轨道外侧的太空中。而绝大多数的小行星都集中在火星与木星轨道之间的小行星带。其中一些小行星的运行轨道与地球轨道相交，曾有某些小行星与地球发生过碰撞。

小行星是太阳系形成后的物质残余。有一种推测认为，它们可能是一颗神秘行星的残骸，这颗行星在远古时代遭遇了一次巨大的宇宙碰撞而被摧毁。但从这些小行星的特征来看，它们并不像是曾经集结在一起。如果将所有的小行星加在一起组成一个单一的天体，那它的直径只有不到 1500 公里——比月球的半径还小。

我们对小行星的所知很多是从研究坠落到地球表面的陨石而来。那些进入地球大气层的小行星称为流星体。流星体高速飞入大气，其表面与空气摩擦产生极高的温度，随之汽化并发出强光，这就是流星。如果流星没有被完全烧毁而坠落到地面，就是陨星。

大约 92.8% 的陨星的主要成分是二氧化硅（也就是普通岩石），5.7% 是铁和镍，其他的陨石是这三种物质的混合物。含石量大的陨星称为陨石，含铁量大的陨星称为陨铁。因为陨石与地球岩石非常相似，所以一般较难辨别。

Gaspra 小行星 Ida 和 Dactyl 小行星。

Toutais 小行星 Castalia 小行星 。

Geographos 小行星 小行星 Ida 和。

Mathilde Gaspra 。

由于小行星是从早期太阳系残留下来的物质，科学家对它们的构成非常感兴趣。宇宙探测器在经过小行星带时发现，小行星带其实非常空旷，小行星与小行星之间的距离非常遥远。1991 年以前，人们都是通过地面观测以获得小行星的数据。1991 年 10 月，伽利略号木星探测器访问了 951 Gaspra 小行星，拍摄了第一张高分辨率的小行星照片。1993 年 8 月，伽利略号又飞临 243 Ida 小行星，使其成为第二颗被宇宙飞船访问过的小行星。Gaspra 和 Ida 小行星都富含金属，属于 S 型小行星。1997年 6月27日，NEAR 探测器与 253 Mathilde 小行星擦肩而过。这次难得的机会使得科学家们第一次能够近距离地观察这颗富含碳的 C 型小行星。由于 NEAR 探测器并不是专用对其进行考察的，这次访问成为至今对它进行的唯一的一次访问。NEAR是用于在 1999年 1 月对 Eros 小行星进行考察的。

天文学家们已经对不少小行星作了地面观察。一些知名的小行星有 Toutais、Castalia、Vesta 和 Geographos 等。对于小行星 Toutatis、Castalia 和Geographos，天文学家是在它们接近太阳时，在地面通过射电观察研究它们的。Vesta 小行星是由哈勃太空望远镜发现的。

部分与中国有关的著名小行星

第一颗与在中国土地上发现的小行星：193 瑞华星（发现者J.C. Watson）

第一颗由中国人发现的小行星：1125 中华 （发现者张钰哲）

第一颗以中国人名命名的小行星：1802 张衡 。

第一颗以中国地名命名的小行星: 2045 北京 。

第一颗以中国县名命名的小行星: 3611 大埔 。

第一颗以中国台湾人名字命名的小行星: 2240 蔡(蔡章献) 。

第一颗以中国太空人名字命名的小行星:8256 杨利伟。

小行星在太阳系中别具一格。它们的体积甚小，直径多数只有几公里，为数众多，饶日公转的轨道几乎都位于火星和木星之间。

小行星的发现同提丢斯- 波得定则的提出有密切联系，根据该定则，在距太阳距离为2.8 天文单位处应有一颗行星，1801年元旦，皮亚奇果真在该处发现了第一颗小行星谷神星。在随后的几年中同谷神星轨道相近的智神星，婚神星，灶神星相继被发现。天文照相术的引进和闪视比较仪的使用，使得小行星的的年发现率大增，到1940年具有永久性编号的小行星已经有1564颗。其中，德国天文学家恩克和汉森因长于轨道计算，沃尔夫和赖因穆特在观测上有许多发现而贡献尤大。

小行星的命名权属于发现者。早期喜欢用女神的名字，后来改用人名，地名，花名乃至机构名的首字母缩写词来命名。有些小行星群和小行星特别著名，如脱罗央群，阿波罗群，伊卡鲁斯，爱神星，希达尔戈等。

按轨道根数作统计分析，轨道倾角在约5 度和偏心率约0.17处的小行星数目最多。柯克伍德缝是按小行星平均日心距离统计得到的最著名的分布特征。小行星数N 与平均冲日星等m 之间有统计关系logN=0.39m-3.3，小行星直径d 同绝对星等g 之间满足统计公式logd(公里)=3.7-0.2g。小行星数随直径的分布在直径约30公里附近出现间断。

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小行星

小行星是一些围绕太阳运转但因为太小而称不上行星的天体。小行星可大至如直径约1000公里的Ceres 小行星，小至与鹅卵石一般。有16颗小行星的直径超过 240公里。它们位于地球轨道以内到土星的轨道以外的空间中。而大多数小行星集中在火星与木星轨道之间的小行星带里。有些小行星的轨道与地球轨道相交，有些小行星还曾与地球相撞。

小行星是太阳系形成后的剩余物质。一种推测认为它们是一颗在很久以前一次巨大碰撞中被毁的行星的遗留物。然而这些小行星更像是些从未组成过单一行星的物质。事实上，如果将所有的小行星加在一起组成一个单独的天体，它的直径还不到1500公里——比月球的半径还小。

由于小行星是早期太阳系的物质，科学家们对它们的成份非常感兴趣。宇宙探测器经过小行星带时发现，小行星带其实非常空旷，小行星与小行星之间分隔得非常遥远。在1991年以前所获的小行星数据仅通过基于地面的观测。1991年10月，伽利略号木星探测器访问了951 Gaspra小行星，从而获得了第一张高分辨率的小行星照片。1993年8月，伽利略号又飞经了243 Ida小行星，使其成为第二颗被宇宙飞船访问过的小行星。 Gaspra和Ida小行星都富含金属，属于S型小行星。

我们对小行星的所知很多是通过分析坠落到地球表面的太空碎石。那些与地球相撞的小行星称为流星体。当流星体高速闯进我们的大气层，其表面因与空气的摩擦产生高温而汽化，并且发出强光，这便是流星。如果流星体没有完全烧毁而落到地面，便称为陨星。 牋?经过对所有陨星的分析，其中 92.8%的成分是二氧化硅（岩石），5.7%是铁和镍，剩余部分是这三种物质的混合物。含石量大的陨星称为陨石，含铁量大的陨星称为陨铁。因为陨石与地球岩石非常相似，所以较难辨别。

1997年 6月27日，NEAR探测器与253 Mathilde小行星擦肩而过。这次机遇使得科学家们第一次能近距离观察这颗富含碳的 C型小行星。此次访问由于NEAR探测器不是专门用来对其进行考察而成为唯一的一次访。NEAR是用于在1999年 1月对Eros小行星进行考察的。

天文学家们已经对不少小行星作了地面观察。一些知名的小行星有Toutais、Castalia、Vesta和Geographos等。对于小行星Toutatis、Castalia和Geographos，天文学家是在它们接近太阳时，在地面通过射电观察研究它们的。Vesta 小行星是由哈勃太空望远镜发现的。

小行星的发现同提丢斯- 波得定则的提出有密切联系，根据该定则，在距太阳距离为2.8 天文单位处应有一颗行星，1801年元旦皮亚奇果真在该处发现了第一颗小行星谷神星。在随后的几年中同谷神星轨道相近的智神星，婚神星，灶神星相继被发现。天文照相术的引进和闪视比较仪的使用，使得小行星的的年发现率大增，到1940年具有永久性编号的小行星已经有1564颗。其中，德国天文学家恩克和汉森因长于轨道计算，沃尔夫和赖因穆特在观测上有许多发现而贡献尤大。

小行星的命名权属于发现者。早期喜欢用女神的名字，后来改用人名，地名，花名乃至机构名的首字母缩写词来命名。有些小行星群和小行星特别著名，如脱罗央群，阿波罗群，伊卡鲁斯，爱神星，希达尔戈等。按轨道根数作统计分析，轨道倾角在约5 度和偏心率约0.17处的小行星数目最多。柯克伍德缝是按小行星平均日心距离统计得到的最著名的分布特征。小行星数N 与平均冲日星等m 之间有统计关系logN=0.39m-3.3，小行星直径d 同绝对星等g 之间满足统计公式logd(公里)=3.7-0.2g。小行星数随直径的分布在直径约30公里附近出现间断。

天文学家:2029年有小行星从地球与月球之间穿过。

据英国《独立报》报道，英美天文学家宣布，伦敦时间2029年4月13日晚上10点，一个相当于3个足球场大小的小行星——“2004MN4”，将在地球和月球之间飞过，与地球近距离接触，但不会相撞，其飞行轨道甚至低于许多电视通信卫星。这将是有天文纪录以来，小行星首次如此近距离地与地球接触。

2004年6月，天文学家首次发现这颗小行星，2004年圣诞夜前公布的轨道计算结果表明，它与地球相撞的几率为1/60，后来经过重新计算，发现其与地球相撞的几率事实上基本为零。

当然，如果真的相撞，其威力将相当于20颗氢弹同时爆炸，将会对人类造成不可想象的灾难。

根据最新计算结果，小行星将会在地球同步卫星轨道之内，与地球擦肩而过，间距3.6万公里，

仅为与月球距离的1/10，将是有天文纪录以来，距离地球最近的小行星。届时，人们在英国不需借助望远镜，即可清楚地用肉眼看到天空中这颗暗淡星体的迅速移动。

英国阿马天文台台长马克·贝利教授表示，虽然这颗小行星与地球的距离非常近，但不会有太多危险，它的轨道将会受到地球引力的直接影响，被迫游离。

贝利教授表示：“每个人都会说，相撞将会避免。它是如此之近，你可以用低倍望远镜甚至用肉眼看到它，就像在一个铁道站台看着3尺外飞驰而过的列车一样，非常近，但不会有危险。

美国国家航空航天局喷气推进实验室(加利福尼亚州)博士史蒂夫·切斯利表示，与其他曾经近距离飞过地球的星体不同，小行星2004MN4将在24年后非常近距离地飞过地球的轨道是提前计算出来的，是可预测的，此前的星体则是在近距离接近地球时才被发现。这种规模的小行星，平均每1300年才会如此近距离地接近地球一次。

与其他飞行轨道大多集中在火星和木星轨道间的小行星不同，2004MN4小行星虽然也围绕太阳旋转，但其轨道基本在地球轨道之内，将来还是有可能与地球相撞，不过，21世纪之内没有相撞的风险。在过去，巨大的星体经常与地球相撞，一些严重的相撞曾引起整个地球范围内的巨大灾难，相撞产生的大量灰尘和残骸进入大气层，引起环境灾难性的变化。

芋螺毒素的毒素制备

Travel to Beijing is a popular way to get through our vacation.Beijing is an international city in the world.It still leave the traditional culture,just like the Forbidden city,Gu lou,and so on. So you should know some Beijing travel tips when you travel to China.The location and geograph determine that the climate,transportation is little different from our country.Therefore,here are some Beijing travel tips that hope can give you some help.。

Beijing Travel Tips two: Forbidden City。

Forbidden City is a notable attraction in China, and the Mecca for people who loves Chinese history. There are three routes for tourists to view the imperial city. Middle route emphasizes the three great palaces including Taihe Palace, Zhonghe Palace and Baohe Palace, which takes you about a hour. West route focuses on the living rooms and activity regions of emperor and concubines. East route concentrated on treasure halls, which needs about 3 hours for appreciation.。

Beijing travel tips one:the people.Beijing is a friendly place and Beijing people are cosmopolitan and well aware of the world outside. Sometimes you will get stared at, but this is usually out of curiosity. Hostility toward foreigners is very rare. Most people are friendly and willing to help out if possile.。

Some Beijing travel tips that can make your trip well。

In one word, It's not difficult when you travel to Beijing.Beijing people is very kind and friendly.If you have some travel agency,all will be well.If you go yourself,just pay attention to some particular Beijing travel tips like money change or flight.That's will be Ok.。

Beijing Trav Tips three:Communiacation.The official language of China is Mandarin Chinese, actually a northern dialect, and this is what the people of Beijing speak. Often when Chinese people from the countryside or farflung regions of the country come to Beijing, they have a hard time communicating. So if you are having difficulty making yourself understood, you are not alone! 。

Most hotel staff can speak English, so this is not a big problem, But on the street it may be difficult to communiate. If you are going to take a taxi, get someone to write down the address of your destination in Chinese. Street signs have characters as well as pinyin (Chinese Romanization), so if you have a map, it is easier to figure out where you are. Also, nowadays most young people are studying English, so for simple directions and help, you can most likely get assistance from a younger person. If they can't help you, they will most likely do their best to find someone who can .。

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宇宙有多少个小行星？

制备芋螺毒素的方法主要有三种方法。第一种是自天然芋螺毒管中直接提取，此方法获取量非常少，且由于海洋生态的破坏使得野生芋螺数量急剧减少，该法会进一步加剧芋螺资源恶化，因此靠分离提取获得大量的芋螺毒素用于研究和生产并不现实，但提取到的少量天然毒液可通过一系列仪器分析手段得到单个毒素肽的氨基酸序列，再根据所得序列人工合成这些肽，可进一步用于活性测试和结构分析。第二种是基因工程方法，即将芋螺毒素的基因转化到微生物中使其表达，后期再进行分离纯化。由于部分芋螺毒素的N端为Cys，酰胺化C端，加之原核表达系统无法加工去除N-端信号肽序列，无法解决酰胺化C端问题，且芋螺毒素分子小，碱性氨基酸较多，难于形成特定活性构象，使得分离纯化较为困难。但随着基因工程技术的日新月异，用芋螺毒素成熟肽基因，加接原核或真核生物的信号肽，或同时转入酰胺化酶基因，可望生产出大量廉价的重组芋螺毒素。 从芋螺的毒管中可提取少量天然芋螺毒素，大多从野生芋螺的死体毒管中提取。或者引诱活体芋螺刺捕猎物，用乳胶套收集喷射的毒液，可收集到几微升毒液。为了充足供应芋螺，美国研究人员在农场里尝试芋螺的养殖，只养了Conuspurpurascens一种，但还不能辨别活芋螺的性别，也未观察到芋螺的交配行为，这说明暂时无法人工繁殖芋螺。因而，靠从芋螺体内分离提取获得大量的芋螺毒素用于研究和生产是不现实的，天然来源的芋螺毒素十分有限，这制约了芋螺毒素研究的开展和应用。但获得的少量天然毒液可用高效液相色谱仪进行分离和分析，通过质谱仪和序列分析，可得到单个毒素肽的氨基酸序列。

研究中使用的芋螺毒大多数是毒液排出管抽提物。对于大多数芋螺种来说，这些抽提物勉强用于研究。但也有例外，如一种产自东太平洋猎食鱼的种类称为紫纹芋螺（C.purpurascens），其抽提物量不足以用于生化研究。可以先将紫纹芋螺饲养在水中洞穴中，用吹胀的塑料套子在金鱼身上摩擦，芋螺从沙子中跑出来，吸吮着套子，随套子浮在水面上。或Eppendorf试管，挖去盖子，放一些鱼鳍在试管中，再在鱼鳍上面放上一层薄膜，芋螺试图吸吮试管，便将毒液排入试管中。每收集3-5mL毒液需要耐心地多次用这种方法不停地累积。 芋螺毒素是基因直接表达的产物，现代基因工程技术也促进了芋螺毒素的研究与开发。在研究芋螺毒素基因的结构和生物合成过程，寻找新芋螺毒素基因，研究其分子遗传学机制，蛋白质折叠机制方面有重要的应用，且已取得了较快的进展。构建芋螺毒素cDNA文库，从中筛选新芋螺毒素基因已成为研究新芋螺毒素及其分子特征的重要途径之一。

芋螺毒素在体内先合成较大的无活性多肽前体，它们由50~80个氨基酸残基组成，含有典型的信号肽序列区和可变区，在近成熟肽区位置，有标准的蛋白质水解信号，这些信号肽序列在所有超家族成员中具有保守性。同一超家族的芋螺毒素成员具有高度保守的信号肽序列和高度保守的二硫键连接方式。如MVIIC，MVIID，SⅥA，SⅥB和SO3是根据已知ω-毒素毒素肽氨基酸保守序列，合成特定的探针，从中筛选出来的。其他国家已构建了织锦芋螺（C.textile），幻芋螺（C.magus），地纹芋螺（C.geographus），金翎芋螺（C.penaceus）等几种芋螺的cDNA文库。同时根据信号肽及3’端非翻译序列，设计芋螺毒素各个超家族基因的特异PCR引物，从cDNA和基因组DNA中克隆新型毒素基因成为可能，且是分离芋螺毒素基因的主要方法。

研究人员从3种芋螺（C. livi-dus、C.abbreviatus和C.ebraeus）中测出了284个四环芋螺毒素前体蛋白基因序列，又从另外5种芋螺（C. arena-tus，C.pennaceus，C. tessulatus，C.ven-tricosus和C. textile）中获得了170个芋螺毒素的cDNA序列。他们都在GeneBank中申请了序列号。中国海南浅纹芋螺（C.striatus）和织锦芋螺（C. textile）中也分别发现了6种新O-超家族毒素的cDNA序列和2种α-CTX。地纹芋螺（C.geographus）基因组DNA则用PCR法克隆到新型α-CTX GIC。

中国海南产的大理石芋螺（Conus marmoreus Linnaeus）、幻芋螺（Conus magus Linnae-us）、信号芋螺（Conus litteratus Linnaeus）、勇士芋螺（Conus miles Linnaeus）、独特芋螺（Conus caracteristicusFischer）、织锦芋螺（Conus textileLinnaeus）、桶形芋螺（ConusbetulinusLinnaeus）、疣缟芋螺（Conus livi-dusHwass）等共12个种中分别发现了具有药用功能的35种O-超家族芋螺毒素肽及其基因。根据毒素基因推测出相应的毒素氨基酸序列，通过人工合成或基因体外重组表达出这些芋螺毒素，进一步研究其活性，这些毒素即是新药开发的候选药物和先导药物。但部分ω-芋螺毒素的N端为Cys，C端酰胺化，加之原核表达系统无法加工去除N-端信号肽序列，无法解决C-端酰胺化问题，且ω-芋螺毒素分子小，碱性氨基酸较多，难于形成特定活性构象。 采用人工化学合成的方法，即通过分离天然芋螺毒素后测序或采用基因克隆方式获得芋螺毒素序列，然后采用人工化学合成获得更多量的芋螺毒素，较多使用的是多肽固相合成法。与传统的多肽液相合成法相比，该法具有如下优越性：只需经过过滤和冲洗，就可以将产物多肽从可溶性试剂中分离开来；易于使用自动化设备；过量的反应试剂促使反应彻底进行；反应产物多肽一直结合在固相载体上，损失量将达到最小。根据氨基端保护基的不同，固相合成芋螺毒素常用方法为Fmoc法和Boc法。Fmoc法具有反应条件温和、副反应少等特点，大多芋螺毒素的合成都采用该方法。合成后将肽链从树脂上裂解下来，常用的裂解剂为reagentK试剂（trifluoroaceticacid∶water∶ethanedithiol∶phenol∶thioanisole，90∶5∶2.5∶7.5∶5）。接着脱去侧链保护基、复性、纯化，即可得到与天然毒素活性相同的肽，也可以合成其同系物进行结构和功能的研究。但由于ω-芋螺毒素氨基酸残基较多，一般都在25个以上，其人工合成的产率较小，纯度也低，合成的肽还需氧化折叠才能形成正确的构象。氧化折叠的方法有空气氧化法、DMSO、DTT/cysteine、gluthatione氧化法等。

研究人员在合成ω- CNVIIA时，对这几种氧化折叠方法作了比较，发现gluthatione氧化法效果最好。随后进行纯化，即可得到具有天然毒素活性且纯度较高的多肽，最后利用NMR技术进行构象分析。因此，人工合成芋螺毒素的成本较高，还不能完全满足作为药物商业化生产的要求。但由于芋螺毒素药物的用量小，效果好，价值高，可部分满足市场需求。 随着对芋螺毒素研究的深入和多肽合成技术的进步，芋螺毒素的合成方法也不断改进。Ale-wood小组将硒代半胱氨酸引入，合成了3个α-芋螺毒素ImI的类似物。具体操作是用硒代半胱氨酸代替了其中的1对或者2对半胱氨酸，形成二硒键替代了原有的二硫键，显著提高了芋螺毒素的氧化折叠效率，NMR和CD谱都表明类似物和天然的ImI在结构上十分相似，并且保持了原有的生物活性。可采用硒代半胱氨酸代替半胱氨酸合成了μ-芋螺毒素SIIIA类似物，并且使用同位素标记了1对半胱氨酸，在提高了合成效率的同时确定了二硫键的连接。

有研究人员在利用微波合成法合成了α-芋螺毒素MII的过程中，比较了使用微波合成法和经典的固相合成法。结果表明使用微波合成的产率更高，从77%~89%提高到75%-93%。更重要的是使用微波加热缩短了每个反应周期的时间，由1-2h减少到12-15 min。如果把微波用于环状肽α-芋螺毒素IMI合成，合成效率也有所提高。此外，芋螺毒素的合成还有很多其它的策略，如μ-MrIA和α-MII采用N-C骨架环化的方法合成。还有科学家利用内酰胺、硫醚等代替二硫键，研究芋螺毒素的折叠产率。 芋螺毒素的化学合成是获得芋螺毒素的重要方法，也是进一步研究芋螺毒素活性与结构的基础。关于芋螺毒素线性肽的合成研究已较深入，合成过程中最主要的问题是二硫键如何正确连接。针对不同的芋螺毒素合成，一般是在原有研究基础上，进一步摸索适宜的保护基团和折叠方法。在线性肽的合成过程中，应优化反应试剂，减少副产物的形成，缩短反应时间，提高合成效率。

自从20世纪80年代中期合成α-芋螺毒素GI和MI以及ω-芋螺毒素GVIA以来，有数百种芋螺毒素肽都通过多肽固相合成法（solidphase peptide synthesis，简称SPPS）合成。方向是从C端到N端。每一个氨基酸连接由以下几个过程组成：首先是去保护，即保护氨基酸必须用一种碱性溶剂去除氨基的保护基团；其次是氨基酸活化，即下一个连接的氨基酸羧基被一种活化剂所活化；最后是偶联，活化的单体和游离的氨基反应，形成肽键。以上3步循环进行，直至所需的肽合成完毕。

在合成过程中，氨基酸保护基团对合成有着重要影响，特别是一些易于氧化的氨基酸，如Met，Trp等，选择适宜的保护基团可以减少副反应发生。由于芋螺毒素富含半胱氨酸，所以在合成时半胱氨酸保护基团需要慎重考虑。在固相合成中，半胱氨酸有10种以上的保护基团供选择。这些保护基团对酸碱或金属离子的稳定性不同，可以根据这一特点脱去保护基团，从而可以形成游离的巯基、硫醇盐或者直接脱去保护基团且同时形成二硫键，在这个过程中，切割液起着决定性作用。S-Trt、S-Tmob、S-Xan是芋螺毒素合成中常用的半胱氨酸保护基团，对酸不稳定，因此可与其它的保护基团一起用TFA等切割液脱去形成游离的巯基。S-Acm对酸很稳定，可用于Boc或Fmoc合成中，一般用I2或者Tl（tfa）3直接脱去并同时形成二硫键，也可以在汞盐的条件下脱去并形成游离的巯基，这时要注意His，Met，Trp或者Tyr，它们都有可能被氧化。在Boc合成中，最常用的保护基团是S-MeBzl和S-MeOBzl，它们都对TFA很稳定，但可以用HF脱去。若S-Fm用作半胱氨酸的保护基团，就能先于树脂被脱除。适宜的氨基酸保护基团可以减少合成过程中的副反应，提高合成效率。

由于天然芋螺毒素含有特定的二硫键连接方式，因此如何合成特定二硫键连接方式的多肽成为合成中最大的难题，也是限制获得大量天然芋螺毒素的关键因素。在芋螺毒素合成过程中，二硫键形成一般通过以下两种方法：第1种为游离的巯基形成二硫键；第2种为半胱氨酸脱保护直接形成二硫键；，因芋螺毒素一般含有多对二硫键，一般情况下需综合使用上述两种方法。游离的巯基形成二硫键在芋螺毒素的合成过程中，半胱氨酸的保护基团如果是S-Trt、S-Tmob、S-Xan等，经过切割后就会形成游离的巯基，这些巯基需进一步自由氧化形成二硫键。这是芋螺毒素合成最常用的策略。游离的巯基形成二硫键的方法有多种，如空气氧化法、二甲基亚砜氧化法、固相埃尔曼试剂法、铁氰化钾氧化法等。一般认为此法形成的终产物受热力学控制，反应产物为水，纯化步骤少。但由于芋螺毒素含多个半胱氨酸，自由氧化后会形成多种同分异构体。含两对二硫键可以形成3种异构体，如α、ρ、τ、χ等家族芋螺毒素。如果含有6个半胱氨酸理论上会形成15种异构体。研究者已经摸索多种方法，研究体外条件下二硫键形成的机制。结果表明芋螺毒素本身的性质和外界因素都对二硫键的连接有着一定程度的影响。如Shigeiu等研究了盐浓度和温度对ω-芋螺毒素MVIIC折叠的影响。结果显示在5℃时氧化的效果最好，天然构象的产率随着温度的上升而下降，而2.0mol·L-1（NH4）2SO4可以大大提高ω-芋螺毒素MVIIC的正确折叠效率。Cruz等研究了去污剂对疏水性δ-芋螺毒素PVIA氧化折叠的影响，结果表明加入去污剂后天然产物的比例大大提高。Miloslavina等研究了离子化溶液对芋螺毒素折叠的影响，结果表明离子化溶液可以提高亲水性和疏水性肽的氧化折叠效率。此外，前体肽和二硫键异构酶作用以及酰胺化等对芋螺毒素二硫键形成也都有一定程度的影响。半胱氨酸脱保护定点形成二硫键芋螺毒素含有多对半胱氨酸，每一对半胱氨酸可以采用不同的基团保护，合适的脱保护试剂脱去保护基团，定点形成二硫键，这是形成芋螺毒素二硫键正确连接的常用方法之一，此法可以定点形成二硫键，为构象研究提供了方便，但也需要注意Met、Trp等这些敏感的氨基酸可能会发生副反应。含有2对二硫键的α-芋螺毒素GI即采用此种方法被合成，其半胱氨酸分别用Acm和MeBzl保护，用HF/anisole脱去MeBzl保护基团，铁氰化钾氧化形成第1对二硫键，然后利用I2脱去Acm并且直接形成第2对二硫键，合成α-芋螺毒素GI时，在脱去MeBzl的同时，树脂也被切割。而Alewood等对定点合成α-芋螺毒素GI进行了进一步探索，即首先在树脂上形成二硫键，最后切去树脂，具体为先用巯基乙醇/DIEA/DMF脱去Fm保护基团形成第1对二硫键，之后再利用I2脱去Acm并且直接形成第2对二硫键，最后才使用HF脱去树脂。

另外，还有一种新的定点形成二硫键的方法，称为一罐法（One-pot method）。即两对半胱氨酸分别用t-Butyl和4-methylbenzol基团保护，在5%DMSO/TFA和25℃条件下，t-Butyl保护基团被脱除，再将温度升高到70℃脱去4-methylbenzol基团。研究人员利用两步法和一罐法均合成了α-芋螺毒素ImI，并且比较二者合成效率，结果表明一罐法合成效率更高。

O-、M-等超家族芋螺毒素比较特殊，因为含有3对二硫键，一般自由氧化和定点形成二硫键相结合来合成。如ω-芋螺毒素MVIID，此肽含有6个半胱氨酸。首先用S-Trt保护Cys1，Cys3，Cys4，Cys6，Cys2，Cys5用S-Acm保护。先用切割液脱去树脂和S-Trt保护基团，形成4个游离的巯基，空气氧化形成2对二硫键，剩下的1对保护基团采用I2脱去并形成第3对二硫键。含有3对二硫键的芋螺毒素还可以采用三步法合成，即每一步都形成1对二硫键。Durieux等利用S-Trt，S-Acm和S-MeOzl3种保护基团，分3步切割形成二硫键合成了ω-芋螺毒素MVIIA。

为什么会有小行星

科技名词定义 中文名称；小行星带英文名称；asteroidal belt定义；轨道半长径约在2 17---3 64天文单位之间的小行星大量集聚的区域.所属学科；天文学 （一级学科）；太阳系 （二级学科） 小行星带 （Asteriid belt) 是太阳系内介于火星和木星轨道之间的小行星密集区域，由已经被编号的120,437颗小行星统计得到，98 5%的小行星都在此处发现。目前的小行星带包含两种主要类型的小行星；富含碳值的C-型小行星和含硅的S-型小行星。 简介 小行星带 (Asteroid belt) 是太阳系内介于火星和木星轨道之间的小行星密集区域。由已经被编号的120,437颗小行星统计得到， 98 5%的小行星都在此处发现。由于这是小行星最密集区域。估计为数多达50万颗这个区域因此被称为主带，通常称为小行星带。距离太阳约2 17-3 64天文单位的空间区域内，聚集了小行星带（Asteroid belt）是太阳系内介于火星和木星轨道之间的小行星密集区域，由已经被编号的120,437颗小行星统计得到，98.5%的小行星都在此处被发现。由于这是小行星最密集的区域，估计为数多达50万颗，这个区域因此被称为主带，通常称为小行星带。距离太阳约2.17-3.64天文单位的空间区域内，聚集了大约50万颗以上的小行星，形成了小行星带。这么多小行星能够被凝聚 密集的小行星带。

在小行星带中，除了太阳的万有引力以外，木星的万有引力起着更大的作用。 小行星带由原始太阳星云中的一群星子（比行星微小的行星前身）形成。但是，因为木星的重力影响，阻碍了这些星子形成行星，造成许多星子相互碰撞，并形成许多残骸和碎片。小行星带内最大的三颗小行星分别是智神星、婚神星和灶神星，平均直径都超过400 公里；在主带中仅有一颗矮行星—谷神星，直径约为950公里；其余的小行星都较小，有些甚至只有尘埃大小。小行星带的物质非常稀薄，目前已经有好几艘太空船安全通过而未曾发生意外。在主带内的小行星依照它们的光谱和主要形式分成三类：碳质、硅酸盐和金属。另外，小行星之间的碰撞可能形成拥有相似轨道特征和成色的小行星族，这些碰撞也是产生黄道光的尘土的主要来源。

编辑本段发现历史

理论预言

发现第一颗小行星谷神星的皮亚齐。

1766年德国天文学家提丢斯（J.Titius）偶然发现一个数列：(n+4)/10，将n=0,3,6,12,……代入，可相当准确地给出当时已知行星的轨道半径。这件事起初未引起人们的注意，后来柏林天文台的台长波德（J.Bode）得知后将它发表，乃为天文界所知。在1781年发现天王星之后，进一步证实公式有效，波德于是倡议在火星和木星轨道之间也许还有一颗行星。

观测发现

1801年，西西里和皮亚齐（G.Plazzi）在例行的天文观测中偶然发现在2.77 AU处有个小天体，即把它命名为谷神星（Ceres）。 1802年，天文学家奥伯斯（H.Olbere）在同一区域内又发现另一小行星，随后命名为智神星（Pallas）。威廉·赫歇尔就建议这些天体是一颗行星被毁坏后的残余物。到了1807年，在相同的区域内又增加了第三颗婚神星和第四颗灶神星。由于这些天体的外观类似恒星，威廉·赫歇尔就采用希腊文中的语根aster- （似星的）命名为asteroid，中文则译为小行星。 拿破仑战争结束了小行星带发现的第一个阶段，一直到1845年才发现第五颗小行星义神星。紧接着，新小行星发现的速度极速增加，到了1868年中发现的小行星已经有100颗，而在1891年马克斯·沃夫引进了天文摄影，更加速了小行星的发现。1923年，小行星的数量是1,000颗，1951年到达10,000颗，1982年更高达100,000颗。现代的小行星巡天系统使用自动化设备使小行星的数量持续增加。

计算证实

在小行星带发现后，必须要计算它们的轨道元素。1866年，丹尼尔·柯克伍德宣布由太阳算起，在某些距离上是没有小行星存在的空白区域，而在这些区域上绕太阳公转的轨道周期与木星的公转周期有简单的整数比。柯克伍德认为是木星的摄动导致小行星从这些轨道上被移除。 在1918年，日本天文学家平山清次注意到小行星带上一些小行星的轨道有相似的参数，并由此形成了小行星族。到了1970年代，观察小行星的颜色发展出了分类的系统，三种最常见的类型是C-型（碳质）、S-型（硅酸盐）和M-型（金属）。2006年，天文学家宣布在小行星带内发现了彗星的族群，而且推测这些彗星可能是地球上海洋中水的来源。

编辑本段起源演化

在太阳系形成初期，因吸积过程的碰撞普遍，造成小颗粒逐渐聚集形成更大的丛集，一旦聚集到足够的质量（即所谓的微星），便能用重力吸引周围的物质。这些星子就能稳定地累积质量成为岩石行星或巨大的 小行星Ida和它的卫星，伽利略号探测器拍摄。

气体行星。小行星带的形成之谜不知道何时才能破解。不过，越来越多的天文学家认为，小行星记载着太阳系行星形成初期的信息。因此，小行星的起源是研究太阳系起源问题中重要的和不可分割的一环。

主流观点及解释

关于形成的原因，比较普遍的观点是在太阳系形成初期，由于某种原因，在火星与木星之间的这个空挡地带未能积聚形成一颗大行星，结果留下了大批的小行星。 目前被认同的行星形成理论是太阳星云假说，认为星云中构成太阳和行星的材料，尘埃和气体，因为重力陷缩而生成旋转的盘状。在太阳系最初几百万年的历史中，因吸积过程的碰撞变得黏稠，造成小颗粒逐渐聚集形成更大的丛集，并且使颗粒的大小稳定的持续增加。一旦聚集到足够的质量—所谓的微星 —便能经由重力吸引邻近的物质。这些星子就能稳定的累积质量成为岩石的行星或巨大的气体行星。 在平均速度太高的区域，碰撞会使星子碎裂而抑制质量的累积，阻止了行星大小的天体生成。在星子的轨道周期与木星的周期成简单整数比的地区，会发生轨道共振，会因扰动使这些星子的轨道改变。在火星与木星之间的空间，有许多地方与木星有强烈的轨道共振。当木星在形成的过程中向内移动时，这些共振轨道也会扫掠过小行星带，对散布的星子进行动态的激发，增加彼此的相对速度。 星子在这个区域（持续到现在）受到太强烈的摄动因而不能成为行星，只能一如往昔的继续绕着太阳公转， 而且小行星带可以视为原始太阳系的残留物。 小行星Gaspra，伽利略号探测器拍摄。

目前小行带所拥有的质量应该仅是原始小行星带的一小部分，以电脑模拟的结果，小行星带原来的质量应该与地球相当。主要是由于重力的扰动，在百万年的形成周期过程中，大部份的物质都被抛出去，残留下来的质量大概只有原来的千分之一。 当主带开始形成时，在距离太阳2.7 AU之处形成了一条温度低于水的凝结点线—"雪线"，在这条线之外形成的星子就能够累积冰。 在小行星带生成的主带彗星都在这条线之外，并且是造成地球海洋的主要供应者。 因为大约在40亿年前，小行星带的大小和分布就已经稳定下来（相对于整个太阳系），也就是说小行星带的主带在大小上已经没有显著的增减变化。但是，小行星依然会受到许多随后过程的影响，像是：内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和微流星体轰击的太空风化。因此，小行星不是原始的，反而是在外面古柏带的小行星，在太阳系形成时经历的变动比较少。 主带的内侧界线在与木星的轨道周期有4:1 轨道共振 的2.06 AU之处，，在此处的任何天体都会因为轨道不稳定而被移除。在这个空隙之内的天体，在太阳系的早期历史中，就会因为火星（远日点在1.67 AU）重力的扰动被清扫或抛射出去。

其他解释

最早提出的成因解释是爆炸说，是太阳系第十大行星亿万年前的大爆炸分解成了千万颗小行星。这种 小行星Mathilde，近地小行星探测器拍摄。

理论一下子就解决了两个难题：小行星带的产生和为什么没有第十行星。但这种设想最大的缺陷是行星爆炸的原因说不清楚。也有人认为，木星与火星之间的轨道上本来就存在着5-10颗同谷神星大小相似的体积相对较大的小行星。这些行星通过长时间的相互碰撞逐渐解体，越来越小，越分越多，形成了大量的碎片，也就是我们目前观测到的小行星带。这些解释各有道理，但都不能自圆其说，因而都未形成定论。

编辑本段家族和群组

家族

参看词条小行星族。 在主带的小行星大约有三分之一属于不同家族的成员。同一家族的小行星来自同一个母体的碎片，共享着相似的轨道元素，像是半长轴、离心率、轨道倾角，还有相似的光谱。由这些轨道元素的图型显示，在主带中的小行星集中成几个家族，大约有20–30个集团可以确定是小行星族，并且可能有共同的起源。还有一些可能是，但还不是很确定的。小行星族可以借由光谱的特征来进行辨认。 较小的小行星集团称为组或群。 在主带内著名的小行星族（依半长轴排序）有花神星族、司法星族、鸦女星族, 曙神星族、和司理星族。 最大的小行星族是以灶神星为主的灶神星族（谷神星是属于Gefion族的闯入者），相信是由形成灶神星上陨石坑的撞击造成的，而且HED陨石可能也是起源自这一次的撞击。 在主带内也被找到三条明显的尘埃带，他们与曙神星、鸦女星、司理星有相似的轨道倾角，所以可能也属于这些家族。

边缘

在小行星带的内缘（距离在1.78和2.0天文单位之间，平均 概念图，曙光号和小行星带。

半长轴1.9天文单位）有匈牙利族的小行星。们以匈牙利为主，至少包含52颗知名的小行星。匈牙利族的轨道都有高倾角，并被4：1的柯克伍德空隙与主带分隔开来。有些成员属于穿越火星轨道的小行星，并且可能是因为火星的扰动才使这个家族的成员减少。 另一个在小行星主带外缘的高倾角家族是福后星族，轨道在距离太阳2.25到2.5天文单位之间。主要由S-型的小行星组成，在靠近匈牙利族的附近有一些E-型的小行星。 最大家族之一的花神星族已知的成员超过800颗，可能是在十亿年前的撞击后形成的， 主要分布在主带的内侧边缘。 在主带的外缘有原神星族的小行星，轨道介于3.3至3.5天文单位之间，与木星有7：4的轨道共振。希尔达族的轨道介于3.5和4.2天文单位之间，与木星有3：2的轨道共振。相对来说，在4.2天文单位之外，直到与木星共轨的特洛伊小行星之间仍有少量的小行星。

新家族

证据显示新的小行星族仍在形成中（以天文学的时间尺度），Karin Cluster显然是在570万年前在一颗直径约16公里的母体小行星碰撞后产生的。 Veritas族是在830万年前形成的，证据则来自沉积在海洋被复原的行星际尘埃。 在更久远的过去，曼陀罗族诞生在4亿5千万年前主带中的碰撞，但年龄的估计只是根据可能成员现在的轨道元素，而不是所有的物理特征。不过，这一群可以做为黄道带尘埃的一个材料来源。 其他最近形成的群还有伊安尼尼群（大约在150万年前后），可以提供小行星带内尘埃的另一个来源。

编辑本段物理特征

构造

目前的小行星带包含两种主要类型的小行星。在小行星带的外缘，靠近木星轨道的，以富含碳值的C-型小行星为主，此类小行星占总数的75%以上。与其它的小行星相比，颜色偏红而且反照率非常低。它们表面的组成与碳粒陨石相似，化学成分、光谱特征都是太阳 概念图，曙光号和灶神星与谷神星。

系早期的状态，但缺少一些较轻与易挥发的物质（如冰）。 靠近内侧的部分，距离太阳2.5天文单位，以含硅的S-型小行星较为常见，光谱显示其表面含有硅酸盐与一些金属，但碳质化合物的成分不明显。这表明它们与原始太阳系的成分有显著区别，可能由于太阳系早期的熔解机制，导致分化的结果。相对C-型小行星来说，此类小行星有着高反射率。在小行星带的整个族群中约占17%。 还有第三类的小行星，总数约占10%的M-型小行星。它们的光谱中含有类似铁-镍的谱线，显白色或轻微的红色，而没有吸收线的特征。M-型小行星推测是由核心以铁-镍为主母体经过毁灭性撞击形成。在主带内，M-型小行星主要分布在半长径2.7天文单位的轨道上。 注：20世纪70年代，通过观察小行星的光谱发展出了分类系统，三种最常见的类型是C-型（碳质）、S-型（硅酸盐）和M-型（金属）

自转周期

测量小行星带中巨大小行星的自转周期显示有一个下限存在，直径大于100米的小行星，自转周期都超过2.2小时。虽然一个结实的物体可以用更高的速率自转，但当小行星的自转周期快过这个数值时，表面的离心力便会大于重力，因此表面所有的松散物质都会被抛离。这也说明直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。

公转碰撞

小行星带高密度的天体分布使得彼此间的碰撞频繁（天文学的时间尺度）。在小行星带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。 碰撞会产生许多小行星的碎片（导致新的小行星族产生），而且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层并成为陨石。 但当小行星以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去的40亿年中，还有一些小行星带的成员仍保持着原始的特征。

其它物质

除了小行星的主体之外，小行星带中也包含了半径只有数百微米的尘埃微粒。这些细微颗粒至少有一部分是来自小行星之间的碰撞（或微小的陨石体对小行星的撞击）。由于坡印廷·罗伯逊阻力，来自太阳辐射的压力会使这些粒子以螺旋的路径缓慢的朝向太阳移动。 这些细小微粒带动彗星抛出的物质，产生了黄道光，这种微弱的辉光可以太阳西沉后的暮光中，沿着黄道面的平面上观察到。产生黄道光的颗粒半径大约为40微米，而这种颗粒可以维持的生命期通常是700,000年，因此必须有新产生的颗粒源源不断地来自小行星带。

编辑本段柯克伍德空隙

参看柯克伍德空隙 小行星半长轴分布图主要用于描述在太阳附近小行星的范围，它的价值在可以推断小行星的轨道周期。就所有小行星的半长轴而论，在主带会出现引人注目的空隙。在这些半径上，小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期呈现整数比，这样与气体巨星平均运动共振的结果，足以造成小行星轨道元素的改变。实际的效果是在这些空隙位置上的小行星会被推入半长轴更大或更小的不同轨道内。不过，因为小行星的轨道通常都是椭圆形的，还是有许多小行星会穿越过这些空隙，因而在实际的空间密度上，在这些空隙的小行星并不会比邻近的地区为低。 这些箭头指出的就是小行星带内著名的柯克伍德空隙，主要的空隙与木星的平均运动共振为3：1、5：2、7：3和2：1。也就是说在3：1的柯克伍德空隙处的小行星在木星公转一圈时，会绕太阳公转三圈。在其他轨道共振较低的位置上，能找到的小行星也比邻近的区域少。（例如8：3共振小行星的半长轴为2.71天文单位。） 柯克伍德空隙明显的将小行星带分割成三个区域：第一区是4：1（2.06天文单位）和3：1（2.5天文单位）的空隙；第二区接续第一区的终点至5：2（2.82天文单位）的共振空隙；第三区由第二区的外侧一直到2：1（3.28天文单位）的共振空隙。 主带也明显的被分成内外二区带，内区带由靠近火星的的区域一直到3：1（2.5 天文单位）共振的空隙，外区带一直延伸到接近木星轨道的附近。（也有些人以2：1共振空隙做为内外区带的分界，或是分成内、中、外三区。）

编辑本段其他资料

目前小行星带所拥有的质量仅为原始小行星带的一小部分。电脑模拟的结果显示，小行星带原始的质量可能与地球相当。但由于重力干扰，在几百万年的形成周期过程中，大部份的物质都被抛射出去，残留下来的质量大概只有原来的千分之一。 小行星带。

当主带开始形成时，在距离太阳2.7AU的地区就已形成了一条温度低于水的凝结点线（雪线），在这条线之外形成的星子能够累积冰。而在小行星带生成的主带彗星都在这条线之外，由此成为造成地球海洋的主要因素。 ·由于在40亿年前，小行星带的大小和分布就已经稳定下来（相对于整个太阳系），也就是说小行星带的主带在大小上已经没有显著的增减变化。但小行星依然会受到许多随后过程的影响，如内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和微流星体轰击的太空风化。 ·主带内侧界线在与木星的轨道周期有4:1轨道共振处（2.06 AU处），任何天体都会因为轨道不稳定而被抛射出去。 http://baike.baidu.com/view/161938.htm。

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