小行星目標(biāo)特性遙感探測(cè)

吳昀昭,徐天弈,溫世博,矯恒越,徐小萌,秦楠楠,張沁葳,王鵬越

(1.中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái),南京 210034;2.澳門(mén)科技大學(xué)太空科學(xué)研究所,澳門(mén) 999078)

1 引言

光譜學(xué)是小行星探測(cè)的重要工具,可以獲得小行星的物質(zhì)成分、表面結(jié)構(gòu)、太空風(fēng)化、天體形狀、熱物理性質(zhì)等。這些目標(biāo)特性對(duì)于近地天體防御方案的制定至關(guān)重要。小行星也蘊(yùn)含多種資源,C型小行星是太空中水資源的重要來(lái)源,M型小行星含有大量鐵、鎳以及鈷、金、鉑族元素等稀有貴金屬[1]。據(jù)估算,即便是普通球粒隕石中金屬含量比例最低的LL型球粒隕石,其母體小行星蘊(yùn)含的貴金屬也價(jià)值數(shù)千億美元或更多[2]。目前國(guó)內(nèi)外許多組織機(jī)構(gòu)提出了小行星采礦的設(shè)想。此外,光譜學(xué)是小行星分類(lèi)的基礎(chǔ),隨著觀測(cè)波長(zhǎng)的擴(kuò)展,小行星分類(lèi)也在不斷更新。

早期,通常利用分光光度法進(jìn)行研究和劃分類(lèi)型,如24色巡天[3]、8色巡天 (ECAS)[4]、52色巡天[5]以及5色SDSS[6]等。20世紀(jì)80年代末以來(lái),連續(xù)高光譜成為研究小行星光譜的主要方法,其中可見(jiàn)光譜段的有小型主帶小行星巡天SMAASS0000[7]、 SMASS II[8]以及 S3OS2[9]。 位于冒納凱阿火山的紅外望遠(yuǎn)鏡設(shè)施 (IRTF)配置的SpeX光譜儀是當(dāng)前獲取小行星紅外光譜的重要設(shè)備[10]。近地天體廣域紅外巡天望遠(yuǎn)鏡 (NEOWISE)獲得了超過(guò)十萬(wàn)顆小行星的直徑和反照率,為小行星研究提供了物理性質(zhì)數(shù)據(jù)庫(kù)。近年來(lái),已有多個(gè)太空探測(cè)器對(duì)小行星開(kāi)展了近距離探測(cè)乃至采樣返回,如尼爾-舒梅克 (NEAR-Shoemaker)探測(cè)器對(duì) (253)Mathilde和 (433)Eros探測(cè),隼鳥(niǎo)(Hayabusa)對(duì) (25143)Itokawa采樣,破曉(Dawn)對(duì) (4)Vesta和 (1)Ceres環(huán)繞探測(cè),最近隼鳥(niǎo)2(Hayabusa 2)和OSIRIS-Rex分別對(duì)(162173)Ryugu和 (101955)Bennu采樣。值得一提的是2008 TC3小行星與地球大氣層相撞事件。在撞擊前20h美國(guó)亞利桑那州萊蒙山天文臺(tái)的卡特林那巡天系統(tǒng) (Catalina Sky Survey)發(fā)現(xiàn)了這顆直徑約4.1m的天體。這是人類(lèi)首次發(fā)現(xiàn)、跟蹤、預(yù)報(bào)、測(cè)試光譜并回收隕石 (Almahata Sitta)。收集到的3.95 kg的AlmahataSitta隕石主要由橄輝無(wú)球粒隕石構(gòu)成,但也含有其他多種類(lèi)型隕石,如頑輝石球粒隕石、普通球粒隕石,甚至碳質(zhì)球粒隕石[11]。這種對(duì)自然撞擊事件及時(shí)發(fā)現(xiàn)、開(kāi)展光譜觀測(cè)、預(yù)報(bào)并回收隕石樣本,對(duì)于小天體防御研究具有重要借鑒意義。在科學(xué)上,這次事件也給隕石學(xué)界和小行星學(xué)界帶來(lái)了新的思考,即什么原因使得如此小的天體包括如此多種類(lèi)型的隕石。

過(guò)去的大量工作極大地促進(jìn)了我們對(duì)太陽(yáng)系小行星的認(rèn)識(shí)。目前已勾畫(huà)了主帶小行星全貌圖,建立了太陽(yáng)系演化圖譜,揭示了小行星日心分布梯度規(guī)律,科學(xué)問(wèn)題也從早期的 “小行星帶的原始成分梯度是什么”發(fā)展為 “整個(gè)太陽(yáng)系中小天體初始的成分梯度是什么”,也已知道太陽(yáng)系兩個(gè)星子帶并不是原始的,而是在太陽(yáng)系形成后不斷演化的。本文重點(diǎn)從近地天體防御有關(guān)目標(biāo)特性的視角進(jìn)行介紹。

2 光譜觀測(cè)

遙感領(lǐng)域常根據(jù)獲取手段將光譜劃分為反射光譜和發(fā)射光譜。這僅僅是儀器測(cè)試手段,它們之間可以根據(jù)測(cè)量方式轉(zhuǎn)變。另外的分類(lèi)方式是根據(jù)電磁波波長(zhǎng)劃分,這種劃分方式與光譜產(chǎn)生機(jī)制及物質(zhì)成分直接相關(guān),比如可見(jiàn)光譜段主要反映了電子過(guò)程,短波紅外與羥基/水倍頻和諧頻有關(guān),中紅外-遠(yuǎn)紅外反映了較大分子陰離子基團(tuán)的基頻振動(dòng)。不同的學(xué)科領(lǐng)域?qū)t外波長(zhǎng)劃分標(biāo)準(zhǔn)不一。本文劃分標(biāo)準(zhǔn)如下:紫外 (UV,0.2～0.38 μm)、可見(jiàn)光(VIS,0.38～0.76 μm)、 近紅外 (NIR,0.76～2.5 μm)、 中紅外 (2.5～25 μm)、 遠(yuǎn)紅外 (25～1000μm),其中3～5μm通常既有太陽(yáng)反射又有天體自身熱輻射。值得注意的是,行星遙感中反射與發(fā)射光譜的波長(zhǎng)范圍隨著天體而改變。這決定于天體所在太陽(yáng)系的位置,距離太陽(yáng)較近的水星熱發(fā)射開(kāi)始于約1.6 μm,月球的熱輻射開(kāi)始于約2.0 μm,而外太陽(yáng)系冰衛(wèi)星的反射光譜波長(zhǎng)可到約4 ～5 μm。

2.1 可見(jiàn)光-近紅外光譜

可見(jiàn)光-近紅外 (VNIR)光譜是探測(cè)小行星物質(zhì)成分的主要方法,也是小行星分類(lèi)的主要依據(jù)。光譜吸收特征的電子過(guò)程主要是來(lái)自于過(guò)渡金屬陽(yáng)離子。受元素宇宙化學(xué)豐度的制約,只有少數(shù)過(guò)渡元素 (主要是第一過(guò)渡系列)有足夠的含量可被遙感探測(cè)。Fe的宇宙化學(xué)豐度遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于其他過(guò)渡元素,其次是Ti,這二者也是行星光學(xué)遙感首要的探測(cè)對(duì)象。產(chǎn)生光譜特征的電子過(guò)程包括三種躍遷:(1)晶體場(chǎng) (CF)躍遷;(2)價(jià)間電荷轉(zhuǎn)移躍遷 (IVCT);(3)最近鄰原子間O-金屬電荷轉(zhuǎn)移躍遷 (OMCT)[12]。

常見(jiàn)的兩類(lèi)近地小行星 (S類(lèi)和Q類(lèi))的光譜特征主要是輝石和橄欖石產(chǎn)生的[13,14]。輝石最典型的光譜特征是在1μm和2μm兩個(gè)強(qiáng)吸收以及1.2μm有一個(gè)弱吸收。前二者是M2位的Fe2+自旋允許晶體場(chǎng)躍遷產(chǎn)生的,后者是M1位的Fe2+自旋允許晶體場(chǎng)躍遷產(chǎn)生的。輝石在1μm(0.9～1.03μm,也稱(chēng)作Band I) 和2μm(1.8～2.3μm,也稱(chēng)作Band II)兩個(gè)強(qiáng)吸收依賴(lài)于輝石中Fe、Ca、Mg的含量和晶體結(jié)構(gòu)?；谶@兩個(gè)譜帶繪制1～2μm散點(diǎn)圖常用于區(qū)分斜方輝石和單斜輝石。當(dāng)Ca和Fe置換Mg時(shí)吸收中心朝著長(zhǎng)波方向移動(dòng)。斜方輝石和低鈣單斜輝石的吸收中心通常位于0.90～0.94μm,而高鈣單斜輝石吸收中心大于0.98μm。橄欖石是巖漿固化冷卻最早結(jié)晶的礦物之一,其化學(xué)特征指示了源區(qū)的成分和演化程度。橄欖石具有寬的1μm吸收而缺乏2μm吸收。寬的1.05μm波段由三個(gè)吸收組成:0.85μm、1.05μm和1.25μm。它們都是位于扭曲八面體配位Fe2+晶體場(chǎng)躍遷產(chǎn)生的,其中較強(qiáng)的1.05μm吸收來(lái)自于非中心對(duì)稱(chēng)畸變M2位,其他兩個(gè)相對(duì)弱的吸收來(lái)自于中心對(duì)稱(chēng)畸變M1位。這三個(gè)吸收是橄欖石Mg#的函數(shù)。隨著Fa降低,三個(gè)吸收都向短波偏移。

水和羥基的基頻振動(dòng)可產(chǎn)生3μm附近深的吸收帶[15]。在VNIR譜段主要體現(xiàn)的是分子振動(dòng)的倍頻和諧頻,例如1.4μm(OH)和1.9μm(H2O)吸收特征。除了這二者,層狀硅酸鹽往往在2.2～2.3μm附近有強(qiáng)吸收,2.2μm附近的吸收是由于O-H拉伸基本振動(dòng)和Al-O-H彎曲模式的結(jié)合,2.3μm附近的吸收是由于O-H拉伸基本振動(dòng)和Mg/Fe-O-H彎曲模式的結(jié)合。

2.2 中-遠(yuǎn)紅外光譜

宇宙化學(xué)豐度更多的元素,比如O、Si、Al、Ca、Mg等在可見(jiàn)光近紅外譜段沒(méi)有反射光譜特征,中-遠(yuǎn)紅外光譜對(duì)于探測(cè)它們非常有用。中-遠(yuǎn)紅外光譜主要反映了分子振動(dòng)和轉(zhuǎn)動(dòng)。不同陰離子基團(tuán)內(nèi)的基頻振動(dòng)會(huì)產(chǎn)生特有的、分離良好的光譜帶,從而可以識(shí)別碳酸鹽、硫酸鹽、磷酸鹽、硅酸鹽、氧化物和氫氧化物。與主要陽(yáng)離子(例如Mg、Fe、Ca和Na)結(jié)合的拉伸和彎曲模式能夠進(jìn)一步識(shí)別礦物,從而可以對(duì)硅酸鹽和碳酸鹽礦物進(jìn)行細(xì)分。硅酸鹽最強(qiáng)的光譜特征出現(xiàn)在8.5～12.0μm之間,這個(gè)范圍通常被稱(chēng)為Si-O拉伸振動(dòng)區(qū)。由于這些強(qiáng)特征位于8～14μm的大氣窗口,因此它們對(duì)于地球遙感很有用。第二強(qiáng)的硅酸鹽帶是由于變形或彎曲振動(dòng)模式引起的,出現(xiàn)在16.5～25μm 區(qū)域。在 12～18μm的弱帶通常是由 Si-O-Si、Si-O-Al和 (Si,Al)-O-(Si,Al)對(duì)稱(chēng)拉伸振動(dòng)形成的。

物質(zhì)中-遠(yuǎn)紅外光譜行為非常復(fù)雜,除了物質(zhì)成分影響之外,還受到顆粒大小、孔隙度、氣壓、溫度等影響。與中紅外光譜行為有關(guān)的光譜特征有Reststrahlen吸收帶 (RB,即分子振動(dòng)帶)、Christiansen特征 (CF)、透明度特征 (TF),它們都可用于物質(zhì)成分研究。Conel[16]首先指出,即使硅酸鹽顆粒RB帶在較細(xì)的尺寸下消失,與CF相關(guān)的特征波長(zhǎng)也可用作礦物成分的指標(biāo)。硅酸鹽通常在8μm附近有CF特征,隨著巖漿粘滯度增加,CF波長(zhǎng)向短波方向移動(dòng),這對(duì)應(yīng)著巖石鐵鎂質(zhì)含量降低,因而可識(shí)別高演化、富硅物質(zhì)[17]。

2.3 光度學(xué)

行星光度學(xué)是研究天體的反照率隨觀測(cè)角度、時(shí)間周期變化規(guī)律的科學(xué),可用于反演天體形狀[18-20]及表面物理性質(zhì)[21,22]、對(duì)不同觀測(cè)角度獲得的數(shù)據(jù)進(jìn)行光度校正[23-25]等。行星測(cè)光也是天文學(xué)領(lǐng)域最基礎(chǔ)、最早研究?jī)?nèi)容之一。經(jīng)過(guò)近300年的發(fā)展,目前已建立了許多光度模型,如Lommel-Seeliger模型、Hapke模型[26,27]、Kaasalainen-Shkuratov模型[28,29]、指數(shù)-多項(xiàng)式模型[30,31]、ROLO模型[32]。利用這些模型能夠?qū)μ祗w的亮度進(jìn)行對(duì)比,并獲得它們的表面性質(zhì)。國(guó)際上常用的光度模型是Hapke模型,它是在傳統(tǒng)離散顆粒介質(zhì)輻射傳輸理論的基礎(chǔ)上,考慮了顆粒密實(shí)混合并引入了后向散射函數(shù)來(lái)模擬反沖效應(yīng)。最初Hapke模型主要包括單次散射反照率、相函數(shù)、后向散射函數(shù)[26]。經(jīng)過(guò)不斷發(fā)展,當(dāng)前的Hapke模型引入了孔隙度、宏觀粗糙度以及反沖效應(yīng),其中后者又包括陰影遮蔽和相干后向散射兩種機(jī)制[27]。

過(guò)去利用地基望遠(yuǎn)鏡、太空望遠(yuǎn)鏡、太空探測(cè)器等多種手段對(duì)小行星光度特性開(kāi)展了大量研究,獲得了各種類(lèi)型小行星的表面性質(zhì)。Domingue等[21]結(jié)合地基與NEAR Shoemaker探測(cè)器MSI數(shù)據(jù)對(duì) (433)Eros進(jìn)行了研究,發(fā)現(xiàn)其表層孔隙度大于月壤,粗糙度為36°,大于常見(jiàn)的S型小行星 (約20°),反照率也略高于S型小行星平均值。Takir等[33]利用多種光度模型擬合 OSIRISRex探測(cè)器獲得的 (101955)Bennu的光度曲線(xiàn),得到其幾何反照率為0.047,邦德反照率為0.015。Tatsumi等[22]結(jié)合地基和Hayubusa 2探測(cè)器對(duì) (162173)Ryugu的觀測(cè),得到其表面粗糙度為28°,邦德反照率為0.014,并推測(cè)Ryugu表面可能含有大量的不溶性有機(jī)物,這解釋了Ryugu表面非常暗的原因。

3 小行星類(lèi)型與分布規(guī)律

傳統(tǒng)上小行星光譜分類(lèi)為S、C、X三大復(fù)合類(lèi),每一復(fù)合類(lèi)又包括一些子類(lèi)。S類(lèi)在1μm和2μm有兩個(gè)吸收峰,富橄欖石、輝石等硅酸鹽。C類(lèi)反照率低且光譜平坦,與碳質(zhì)球粒隕石有關(guān)。X類(lèi)在可見(jiàn)光譜段幾乎無(wú)特征具有中等光譜斜率,包含最暗和最亮的反照率,因而成分上非常復(fù)雜。在Tholen分類(lèi)法中根據(jù)反照率從高到低將X復(fù)合類(lèi)分為 E(反照率 ＞0.3)、M(反照率0.1～0.3) 和 P(反照率 ＜0.1) 三類(lèi)[34]。此外,還有少數(shù)小行星不屬于這三大類(lèi),通常具有更極端的特征。光譜類(lèi)型的字母反映了其成分, “S”、 “C”、 “E”、 “M”、 “O” 和 “V” 分別代表石質(zhì)、碳質(zhì)、頑輝石、金屬、普通球粒隕石和灶神星型小行星。隨著光譜數(shù)據(jù)波長(zhǎng)范圍的擴(kuò)展,小行星光譜分類(lèi)也在不斷更新,三種較新分類(lèi)系統(tǒng)分別是Tholen(1984)、Bus(2002)和Bus-DeMeo分類(lèi)體系[35],它們分別包括14類(lèi)、26類(lèi)和24類(lèi)。表1是這三種分類(lèi)體系的對(duì)比及相關(guān)的礦物組成。

表1 三種小行星光譜分類(lèi)體系對(duì)比[36]Table 1 Comparison of three small object spectral classification systems

續(xù)表

近地小行星幾乎包含了所有的類(lèi)別,但主要是S類(lèi),其次是Q類(lèi)。實(shí)際上,這兩類(lèi)的光譜具有連續(xù)性,S類(lèi)比Q類(lèi)光譜斜率大、吸收峰弱。因此,二者可能具有相同的成分,導(dǎo)致它們光譜差異的原因是太空風(fēng)化,S類(lèi)比Q類(lèi)更成熟、風(fēng)化更強(qiáng) (詳見(jiàn)第4節(jié))。小行星接近地球時(shí)星體上發(fā)生的地震、天體之間的交會(huì)、撞擊等都會(huì)使得天體表面暴露出新鮮物質(zhì),從而S類(lèi)變?yōu)镼類(lèi)[37,38]。大多數(shù)近地小行星的光譜與LL球粒隕石而非H和L球粒隕石相似。這是十分奇怪也值得研究的問(wèn)題,因?yàn)榫碗E石數(shù)目來(lái)說(shuō)H群 (約42.8%)和L群 (約47.4%)遠(yuǎn)多于LL群 (約9.8%)。由于小行星內(nèi)帶的Flora族也具有相似的光譜,有研究認(rèn)為近地小行星可能來(lái)源于小行星內(nèi)帶,而眾多隕石的母體小行星可能來(lái)源于主帶更廣泛的區(qū)域,受Yarkovsky效應(yīng)等影響而成為近地小行星[39]。

小行星類(lèi)型分布與它們和太陽(yáng)的距離有關(guān)。隨著與太陽(yáng)距離由近及遠(yuǎn),小行星類(lèi)型依次為E、S、C、P、D,峰值分布的位置分別為1.8～2.0AU、2.2AU、約3AU、約4AU、5.2AU(圖1)[40]。 這種梯度分布首先與太陽(yáng)星云塵埃隨著與太陽(yáng)距離的成分變化有關(guān)。此外,共振、Yarkovsky效應(yīng)(以及相關(guān)的YORP效應(yīng))、動(dòng)力學(xué)機(jī)制 (例如Grand Tack模型或者Nice模型)等過(guò)程也對(duì)小行星的空間分布特征產(chǎn)生影響。

圖1 不同類(lèi)型小行星的半長(zhǎng)軸 (AU)與比例圖[40]Fig.1 Plot of semimajor axis(AU)versus fraction of bias-corrected classified asteroids

小行星類(lèi)型日心分布趨勢(shì)與小行星大小有關(guān)。上述分布趨勢(shì)主要來(lái)自于一些最大的小行星(D＞100 km),對(duì)于較小的小行星觀測(cè)較少,但也得出了一些發(fā)現(xiàn)。較小的主帶小行星的梯度不像較大的主帶小行星梯度那么明顯,這可能與多個(gè)過(guò)程更容易在較小的小行星上發(fā)生作用有關(guān)。Hildas和Trojans族中D型和P型相對(duì)頻率是小行星尺寸的函數(shù)。Grav等[41]發(fā)現(xiàn)光譜斜率隨尺寸的減小而減小,說(shuō)明在較小的小行星里P型更多。在最小的小行星 (D＜15 km)中,在內(nèi)帶發(fā)現(xiàn)了光譜斜率很大的紅色小行星 (即D型)[42]。這是出乎意料的,他們的物質(zhì)組成以及是如何到達(dá)目前的位置的還在爭(zhēng)論之中。

傳統(tǒng)認(rèn)為,完全分異的小行星應(yīng)形成鐵質(zhì)內(nèi)核、硅酸鹽質(zhì)幔和玄武質(zhì)殼。橄欖石和輝石分別是地幔和地殼中支配光譜特征的主要物質(zhì)。然而,無(wú)論是隕石還是小行星都缺乏大量橄欖石或輝石為主的天體。這被稱(chēng)為"缺失的地幔問(wèn)題"[36]。早期認(rèn)為,原始分異天體的地幔和地殼物質(zhì)已經(jīng)成為碎片而觀測(cè)不到,甚至它們太小了不能降落到地球成為隕石[40]。該觀點(diǎn)的主要缺點(diǎn)是,地幔和地殼成分的結(jié)構(gòu)強(qiáng)度不應(yīng)該比未分異的物質(zhì)弱得多。最近的觀點(diǎn)認(rèn)為,小行星分異為富含輝石的地殼、富含橄欖石的地幔和富鐵內(nèi)核的經(jīng)典理論可能不正確[43]。對(duì)地幔缺失問(wèn)題的解決,除了考慮物質(zhì)成分外,還需考慮小天體在太陽(yáng)系的遷移、碰撞碎裂等動(dòng)力學(xué)。

4 太空風(fēng)化

早期在利用光譜數(shù)據(jù)解釋小行星礦物時(shí),就發(fā)現(xiàn)小行星的光譜與隕石實(shí)驗(yàn)室光譜不一致。最常觀測(cè)到的S型小行星的光譜與最常見(jiàn)的隕石普通球粒隕石不匹配[44],這就是著名的普通球粒隕石悖論。小行星的紅外光譜比普通球粒隕石的斜率大、吸收強(qiáng)度弱。月球類(lèi)型太空風(fēng)化是對(duì)這一光譜差異的解釋:對(duì)于硅酸鹽天體表面,太空風(fēng)化產(chǎn)生亞微觀鐵,使得天體表面變暗,光譜斜率增加,吸收峰強(qiáng)度降低。Galileo任務(wù)對(duì)Ida探測(cè)、NEAR Shoemaker任務(wù)對(duì) (433)Eros探測(cè)發(fā)現(xiàn)了小行星表面也發(fā)生類(lèi)似月球的風(fēng)化[45]。日本Hayabusa任務(wù)從Itokawa采樣返回的樣品最終證明了光譜改變的機(jī)制的確是太空風(fēng)化[46]。對(duì)于亞微觀鐵的產(chǎn)生機(jī)制,過(guò)去認(rèn)為是微隕石撞擊。后來(lái)太陽(yáng)風(fēng)的改變被認(rèn)為是主要機(jī)制,這是因?yàn)樾⌒行翘诊L(fēng)化的時(shí)間尺度相對(duì)較快 (約106年)[47,48]。

太空風(fēng)化對(duì)S類(lèi)小行星以及月球光譜的影響過(guò)去普遍接受的觀點(diǎn)是:反射率降低 (變暗)、可見(jiàn)光近紅外譜段光譜斜率增加 (變紅)、吸收峰強(qiáng)度減弱[49,50]。大量文獻(xiàn)介紹了該觀點(diǎn)并基于此開(kāi)展有關(guān)研究,例如國(guó)際上廣泛采用的月球TiO2定量反演模型就是基于此觀點(diǎn)建立,認(rèn)為太空風(fēng)化導(dǎo)致光譜斜率增大而TiO2導(dǎo)致光譜斜率降低,即太空風(fēng)化與TiO2二者對(duì)光譜的影響具有正交關(guān)系[51,52]。近年來(lái)研究發(fā)現(xiàn)風(fēng)化導(dǎo)致可見(jiàn)光譜段光譜斜率減小而非增大,且風(fēng)化與TiO2對(duì)光譜的影響并不正交而是一致,二者都降低可見(jiàn)光譜段光譜斜率和反射率[53]。這說(shuō)明對(duì)太空風(fēng)化所致光譜效應(yīng)的傳統(tǒng)觀點(diǎn)需要改變,有關(guān)S類(lèi)小行星以及月球太空風(fēng)化的光譜斜率改變的新觀點(diǎn)是具有波長(zhǎng)依賴(lài)性:紫外譜段及可見(jiàn)光譜段光譜斜率降低(變藍(lán)),近紅外譜段光譜斜率增加 (變紅)。

太空風(fēng)化過(guò)程也是土壤形成過(guò)程,會(huì)改變小行星力學(xué)強(qiáng)度,對(duì)于近地天體防御具有重要意義。對(duì)于所有條件都相同的天體表面,時(shí)間是影響空間風(fēng)化程度的重要因素。風(fēng)化層累積和保存空間風(fēng)化產(chǎn)物的能力是探測(cè)風(fēng)化程度的關(guān)鍵,而這又與天體的大小 (質(zhì)量)密切相關(guān)。較小的天體積累風(fēng)化層的能力較弱。如前所述,近地小行星最多的兩類(lèi) (Q類(lèi)和S類(lèi))成分上可能一致,光譜的區(qū)別就是由于風(fēng)化層積累的不同,Q類(lèi)小行星尺度小于S類(lèi),Q類(lèi)比S類(lèi)更新鮮,近地小行星(1862)Apollo反射光譜類(lèi)似于普通球粒隕石。

5 變質(zhì)作用

小行星會(huì)經(jīng)歷水蝕變、熱變質(zhì)、沖擊變質(zhì)三種變質(zhì)作用,導(dǎo)致物質(zhì)成分、結(jié)構(gòu)及巖石應(yīng)力發(fā)生改變。水蝕變和熱變質(zhì)作用發(fā)生在小行星形成的早期階段。水蝕變作用在低溫下 (＜320K)產(chǎn)生層狀硅酸鹽、硫酸鹽、氧化物、碳酸鹽、氫氧化物等水成礦物。研究水蝕變對(duì)于揭示太陽(yáng)系最早時(shí)期發(fā)生的過(guò)程很重要,且可以提供小行星熱演化和小行星帶水源位置信息。水蝕變作用主要發(fā)生在原始小行星 (如C、G、B、F和P型),這意味著原始小行星中存在由于熱源 (可能是26Al衰變)融化水冰產(chǎn)生的液態(tài)水。這些原始小行星主要位于2.6～3.5AU之間,即水蝕變帶區(qū)域[54,55]。隨著小行星的積聚生長(zhǎng),其內(nèi)部的溫度隨著深度的增加而升高,會(huì)發(fā)生熱變質(zhì)作用。大多數(shù)球粒隕石都經(jīng)歷過(guò)熱變質(zhì)作用,使得結(jié)構(gòu)、礦物成分和化學(xué)成分均發(fā)生了變化。由于受熱程度的不同,產(chǎn)生了具有不同熱變質(zhì)程度的產(chǎn)物。根據(jù)礦物學(xué)和巖石學(xué)特征,球粒隕石可以劃分為7種巖石類(lèi)型,代表7種不同程度的變質(zhì)作用。巖石類(lèi)型越高,所經(jīng)歷的變質(zhì)程度越高。其中第3型是基礎(chǔ)形態(tài),隕石與原始狀態(tài)差異不大,與原始太陽(yáng)星云物質(zhì)最為相近。第1～2型發(fā)生水蝕變,數(shù)字越小水蝕變?cè)絿?yán)重。第4～7型發(fā)生熱變質(zhì),數(shù)字越大熱變質(zhì)越強(qiáng)。

沖擊變質(zhì)作用發(fā)生在小行星形成及演化的各個(gè)階段。低速碰撞無(wú)法生成足夠溫度和壓力的沖擊效應(yīng),超過(guò)5 GPa(1 GPa=1.013×103MPa)的高瞬時(shí)壓力是產(chǎn)生沖擊變質(zhì)作用所必需的。隕石沖擊變質(zhì)程度可分為1到6級(jí)[56],分別代表無(wú)沖擊 (＜4～5 GPA)、極弱沖擊 (5～10 GPA)、弱沖擊 (15～20 GPA)、中等沖擊 (30～35 GPA)、強(qiáng)沖擊 (45～55 GPA)和極強(qiáng)沖擊 (75～90 GPA)。撞擊事件在太陽(yáng)系小行星的形成和演化過(guò)程中發(fā)揮了重要作用,大碰撞產(chǎn)生了小行星家族以及它們后續(xù)的演化。有研究認(rèn)為導(dǎo)致6500萬(wàn)年前恐龍滅絕的大撞擊,小行星可能來(lái)源于產(chǎn)生Baptistina族的撞擊事件[57]。另一方面,沖擊作用改變小天體的光譜特征,S型天體受沖擊后光譜吸收特征受抑制,變得類(lèi)似其他類(lèi)型 (如C型或X型)。

6 表面特性

6.1 孔隙度

孔隙度也是小行星目標(biāo)特性的重要研究?jī)?nèi)容。有研究表明,小行星有著顯著的孔隙度,足以影響它們的內(nèi)部結(jié)構(gòu)、重力場(chǎng)、熱擴(kuò)散率、地震波速、碰撞動(dòng)力學(xué)等,還決定了小行星發(fā)生碰撞后的變化。在對(duì)小行星進(jìn)行實(shí)地原位測(cè)量前或探測(cè)器沒(méi)有搭載能夠直接測(cè)量小行星目標(biāo)特性的儀器時(shí),通過(guò)遙感觀測(cè)獲得的孔隙度結(jié)果將最先揭示小行星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)及組成。

結(jié)合小行星的光度特征、形狀模型、體積密度等估算小行星的孔隙度是目前常用方法。小行星本身不發(fā)光,觀測(cè)到的亮度是其表面反射太陽(yáng)光的結(jié)果,這與太陽(yáng)-小行星-觀察者三者的相對(duì)位置、表面特性、尺寸、孔隙度等有關(guān),表明小行星孔隙度可以通過(guò)反演其光度模型獲得。Abe等[58]使用Hapke五參數(shù)光度模型反演了Hayabusa獲得的Itokawa近紅外光譜數(shù)據(jù),得到的孔隙度比Eros高。Magri等[59]建立了雷達(dá)反照率與小行星孔隙度的關(guān)系并評(píng)估了45顆小行星的孔隙度,但結(jié)果有待檢驗(yàn)。在利用觀測(cè)數(shù)據(jù)反演小行星形狀模型的基礎(chǔ)上推導(dǎo)孔隙度是另一種可行的方法。Watanabe等[60]利用Hayabusa 2數(shù)據(jù)構(gòu)建了Ryugu的形狀模型,推導(dǎo)出Ryugu的總孔隙度在0.50～0.73之間。Fujiwara等[61]通過(guò)構(gòu)建Itokawa形狀模型評(píng)估其孔隙度為0.41。隕石顆粒密度代表了小行星內(nèi)部密度,通過(guò)擬合隕石顆粒的光譜至小行星光譜,并計(jì)算小行星體積密度和擬合所需隕石顆粒密度之間的偏差也可以獲得小行星孔隙度。Hiroi等[62]將HED隕石的反射光譜與灶神星不同相位的光譜進(jìn)行匹配,估算了灶神星的表土粒度和可能的礦物組成。Lindsay等[63]利用同樣方法研究了13顆主帶小行星的礦物成分及孔隙度,獲得Lunidia的孔隙度為0.40～0.53。此外,根據(jù)熱慣量與顆粒半徑和孔隙度的關(guān)系,也可以通過(guò)熱紅外光譜獲得表土孔隙度和粒度,如Kiuchi等[64]使用 Eros和1999JU3的熱慣量和溫度探測(cè)結(jié)果,得到二者的孔隙度分別為0.61～0.72和0.56～0.73。

6.2 熱物理性質(zhì)

不同小行星表面的覆蓋物形態(tài)、孔隙率、導(dǎo)熱率等也不相同,影響它們的熱慣量及溫度特性。因而對(duì)小行星熱物理性質(zhì)的研究能夠限定它們的尺寸、反照率、熱慣量等目標(biāo)特性,這是近地小行星防御的重要前置條件。小行星表面熱輻射可用熱模型來(lái)計(jì)算。常用的小行星熱物理模型有標(biāo)準(zhǔn)熱模型 (Stantard Thermal Model,STM)[65]、近地小行星熱模型 (Near-Earth Asteroids Thermal Model,NEATM)[66]、小行星熱物理模型 (Thermal Physical Model,TPM)[67]、先進(jìn)熱物理模型 (Advanced Thermal Physical Model,ATPM)[68]等。STM是最早用于計(jì)算小行星直徑與反照率的熱物理模型。NEATM是在STM的基礎(chǔ)上針對(duì)近地小行星進(jìn)行了改進(jìn)。TPM與ATPM考慮了小行星形狀對(duì)輻射流量的影響,并引入更多熱物理規(guī)律模擬小行星發(fā)生的熱過(guò)程,可以更精確推導(dǎo)熱慣量和表面粗糙度等參數(shù)。

大視場(chǎng)紅外波段太空望遠(yuǎn)鏡極大促進(jìn)了小行星熱物理研究,獲取了大量小行星的直徑、反照率與熱慣量信息[69],其中WISE數(shù)據(jù)對(duì)近地小行星開(kāi)展了大量觀測(cè),得到了不同類(lèi)型小行星熱物理性質(zhì)的差異[70]。Lagoa等[71]利用WISE數(shù)據(jù)與TPM模型研究了近地小行星2008 EV5,得到其熱慣量為390～510J·m-2·s-0.5·k-1。 Jiang 等[72]利用ATPM結(jié)合形狀模型探究了2008EV5的熱物理性質(zhì),得到其熱慣量為98～150J·m-2·s-0.5·k-1,粗糙度為0.68～1.0。Licandro等[73]利用Hershcel和GTC望遠(yuǎn)鏡對(duì)潛在威脅小行星 (99942)Apophis進(jìn)行了研究,得到其有效直徑為380～393m,幾何反照率為0.24～0.33,熱慣量為50～500J·m-2·s-0.5·k-1。 Yu[74]等利用 MIRSI和 VISIR紅外觀測(cè)設(shè)備數(shù)據(jù)結(jié)合ATPM研究了Apollo型雙近地小行星 (175706)1996 FG3,得到其有效直徑為1.67～1.74km,幾何反照率為0.043～0.047, 熱慣量為 40 ～120J·m-2·s-0.5·k-1。

7 結(jié)論

通過(guò)地基望遠(yuǎn)鏡、太空望遠(yuǎn)鏡、太空探測(cè)器以及采樣返回等多種方式對(duì)小行星的探測(cè),人類(lèi)已經(jīng)對(duì)小行星有了很深入的認(rèn)識(shí),包括建立了小行星分類(lèi)體系,獲得了S類(lèi)和C類(lèi)小行星樣品,知道了它們的物質(zhì)成分,劃分了100多個(gè)小行星族,揭示了小行星分布與太陽(yáng)距離的規(guī)律,了解它們表面的形態(tài)、粗糙度、孔隙度等物理性質(zhì)。所有這些成果的獲得,光譜學(xué)發(fā)揮了重要作用。

無(wú)論是從近地防御還是天體演化的角度,對(duì)較小的近地和主帶小行星的研究都是未來(lái)小行星科學(xué)研究的重點(diǎn)。為更深入認(rèn)識(shí)小行星特性,需要更寬的波長(zhǎng)范圍以及通過(guò)天基平臺(tái)獲取數(shù)據(jù),其中中-遠(yuǎn)紅外譜段既可以獲得小行星物質(zhì)成分又可以獲得溫度、尺寸和反照率而十分有用。未來(lái)我國(guó)近地天體防御計(jì)劃如果能在天基平臺(tái)搭載寬譜段高光譜及高分相機(jī)載荷,將極大地促進(jìn)對(duì)小行星特性的深入認(rèn)識(shí),既有利于近地天體防御,也促進(jìn)對(duì)小行星起源與演化的科學(xué)研究。值得高興的是,我國(guó)小行星探測(cè)任務(wù)攜帶了熱輻射光譜儀、可見(jiàn)紅外成像光譜儀、多光譜相機(jī)、中視場(chǎng)彩色相機(jī)等多個(gè)光學(xué)載荷,它們涵蓋了較全的光譜范圍,利用這些儀器開(kāi)展多角度、高信噪比以及聯(lián)合觀測(cè),必將在小行星目標(biāo)特性研究方面發(fā)揮重要作用。