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

1 引言

光譜學(xué)是小行星探測的重要工具,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)特性對于近地天體防御方案的制定至關(guān)重要。小行星也蘊含多種資源,C型小行星是太空中水資源的重要來源,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,其母體小行星蘊含的貴金屬也價值數(shù)千億美元或更多[2]。目前國內(nèi)外許多組織機構(gòu)提出了小行星采礦的設(shè)想。此外,光譜學(xué)是小行星分類的基礎(chǔ),隨著觀測波長的擴展,小行星分類也在不斷更新。

早期,通常利用分光光度法進行研究和劃分類型,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,連續(xù)高光譜成為研究小行星光譜的主要方法,其中可見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)獲得了超過十萬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。近年來,已有多個太空探測器對小行星開展了近距離探測乃至采樣返回,如尼爾-舒梅克 (NEAR-Shoemaker)探測器對 (253)Mathilde和 (433)Eros探測,隼鳥(Hayabusa)對 (25143)Itokawa采樣,破曉(Dawn)對 (4)Vesta和 (1)Ceres環(huán)繞探測,最近隼鳥2(Hayabusa 2)和OSIRIS-Rex分別對(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美國亞利桑那州萊蒙山天文臺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。這是人類首次發(fā)現(xiàn)、跟蹤、預(yù)報、測試光譜并回收隕石 (Almahata Sitta)。收集到的3.95 kg的AlmahataSitta隕石主要由橄輝無球粒隕石構(gòu)成,但也含有其他多種類型隕石,如頑輝石球粒隕石、普通球粒隕石,甚至碳質(zhì)球粒隕石[11]。這種對自然撞擊事件及時發(fā)現(xiàn)、開展光譜觀測、預(yù)報并回收隕石樣本,對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型的隕石。

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

2 光譜觀測

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。這僅僅是儀器測試手段,它們之間可以根據(jù)測量方式轉(zhuǎn)變。另外的分類方式是根據(jù)電磁波波長劃分,這種劃分方式與光譜產(chǎn)生機制及物質(zhì)成分直接相關(guān),比如可見光譜段主要反映了電子過程,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的基頻振動。不同的學(xué)科領(lǐng)域?qū)t外波長劃分標(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)射光譜的波長范圍隨著天體而改變。這決定于天體所在太陽系的位置,距離太陽較近的水星熱發(fā)射開始于約1.6 μm,月球的熱輻射開始于約2.0 μm,而外太陽系冰衛(wèi)星的反射光譜波長可到約4 ～5 μm。

2.1 可見光-近紅外光譜

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

常見的兩類近地小行星 (S類和Q類)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兩個強吸收以及1.2μm有一個弱吸收。前二者是M2位的Fe2+自旋允許晶體場躍遷產(chǎn)生的,后者是M1位的Fe2+自旋允許晶體場躍遷產(chǎn)生的。輝石在1μm(0.9～1.03μm,也稱作Band I) 和2μm(1.8～2.3μm,也稱作Band II)兩個強吸收依賴于輝石中Fe、Ca、Mg的含量和晶體結(jié)構(gòu)?；谶@兩個譜帶繪制1～2μm散點圖常用于區(qū)分斜方輝石和單斜輝石。當(dāng)Ca和Fe置換Mg時吸收中心朝著長波方向移動。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+晶體場躍遷產(chǎn)生的,其中較強的1.05μm吸收來自于非中心對稱畸變M2位,其他兩個相對弱的吸收來自于中心對稱畸變M1位。這三個吸收是橄欖石Mg#的函數(shù)。隨著Fa降低,三個吸收都向短波偏移。

水和羥基的基頻振動可產(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附近有強吸收,2.2μm附近的吸收是由于O-H拉伸基本振動和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等在可見光近紅外譜段沒有反射光譜特征,中-遠(yuǎn)紅外光譜對于探測它們非常有用。中-遠(yuǎn)紅外光譜主要反映了分子振動和轉(zhuǎn)動。不同陰離子基團內(nèi)的基頻振動會產(chǎn)生特有的、分離良好的光譜帶,從而可以識別碳酸鹽、硫酸鹽、磷酸鹽、硅酸鹽、氧化物和氫氧化物。與主要陽離子(例如Mg、Fe、Ca和Na)結(jié)合的拉伸和彎曲模式能夠進一步識別礦物,從而可以對硅酸鹽和碳酸鹽礦物進行細(xì)分。硅酸鹽最強的光譜特征出現(xiàn)在8.5～12.0μm之間,這個范圍通常被稱為Si-O拉伸振動區(qū)。由于這些強特征位于8～14μm的大氣窗口,因此它們對于地球遙感很有用。第二強的硅酸鹽帶是由于變形或彎曲振動模式引起的,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)對稱拉伸振動形成的。

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波長向短波方向移動,這對應(yīng)著巖石鐵鎂質(zhì)含量降低,因而可識別高演化、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角度、時間周期變化規(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]、對不同觀測角度獲得的數(shù)據(jù)進行光度校正[23-25]等。行星測光也是天文學(xué)領(lǐng)域最基礎(chǔ)、最早研究內(nèi)容之一。經(jīng)過近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的亮度進行對比,并獲得它們的表面性質(zhì)。國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,考慮了顆粒密實混合并引入了后向散射函數(shù)來模擬反沖效應(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制[27]。

過去利用地基望遠(yuǎn)鏡、太空望遠(yuǎn)鏡、太空探測器等多種手段對小行星光度特性開展了大量研究,獲得了各種類型小行星的表面性質(zhì)。Domingue等[21]結(jié)合地基與NEAR Shoemaker探測器MSI數(shù)據(jù)對 (433)Eros進行了研究,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探測器獲得的 (101955)Bennu的光度曲線,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探測器對 (162173)Ryugu的觀測,得到其表面粗糙度為28°,邦德反照率為0.014,并推測Ryugu表面可能含有大量的不溶性有機物,這解釋了Ryugu表面非常暗的原因。

3 小行星類型與分布規(guī)律

傳統(tǒng)上小行星光譜分類為S、C、X三大復(fù)合類,每一復(fù)合類又包括一些子類。S類在1μm和2μm有兩個吸收峰,富橄欖石、輝石等硅酸鹽。C類反照率低且光譜平坦,與碳質(zhì)球粒隕石有關(guān)。X類在可見光譜段幾乎無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分類法中根據(jù)反照率從高到低將X復(fù)合類分為 E(反照率 ＞0.3)、M(反照率0.1～0.3) 和 P(反照率 ＜0.1) 三類[34]。此外,還有少數(shù)小行星不屬于這三大類,通常具有更極端的特征。光譜類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)波長范圍的擴展,小行星光譜分類也在不斷更新,三種較新分類系統(tǒng)分別是Tholen(1984)、Bus(2002)和Bus-DeMeo分類體系[35],它們分別包括14類、26類和24類。表1是這三種分類體系的對比及相關(guān)的礦物組成。

表1 三種小行星光譜分類體系對比[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別,但主要是S類,其次是Q類。實際上,這兩類的光譜具有連續(xù)性,S類比Q類光譜斜率大、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類比Q類更成熟、風(fēng)化更強 (詳見第4節(jié))。小行星接近地球時星體上發(fā)生的地震、天體之間的交會、撞擊等都會使得天體表面暴露出新鮮物質(zhì),從而S類變?yōu)镼類[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題,因為就隕石數(shù)目來說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源于小行星內(nèi)帶,而眾多隕石的母體小行星可能來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]。

小行星類型分布與它們和太陽的距離有關(guān)。隨著與太陽距離由近及遠(yuǎn),小行星類型依次為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星云塵埃隨著與太陽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))、動力學(xué)機制 (例如Grand Tack模型或者Nice模型)等過程也對小行星的空間分布特征產(chǎn)生影響。

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

小行星類型日心分布趨勢與小行星大小有關(guān)。上述分布趨勢主要來自于一些最大的小行星(D＞100 km),對于較小的小行星觀測較少,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,這可能與多個過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目前的位置的還在爭論之中。

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。這被稱為"缺失的地幔問題"[36]。早期認(rèn)為,原始分異天體的地幔和地殼物質(zhì)已經(jīng)成為碎片而觀測不到,甚至它們太小了不能降落到地球成為隕石[40]。該觀點的主要缺點是,地幔和地殼成分的結(jié)構(gòu)強度不應(yīng)該比未分異的物質(zhì)弱得多。最近的觀點認(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]。對地幔缺失問題的解決,除了考慮物質(zhì)成分外,還需考慮小天體在太陽系的遷移、碰撞碎裂等動力學(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,就發(fā)現(xiàn)小行星的光譜與隕石實驗室光譜不一致。最常觀測到的S型小行星的光譜與最常見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、吸收強度弱。月球類型太空風(fēng)化是對這一光譜差異的解釋:對于硅酸鹽天體表面,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,吸收峰強度降低。Galileo任務(wù)對Ida探測、NEAR Shoemaker任務(wù)對 (433)Eros探測發(fā)現(xiàn)了小行星表面也發(fā)生類似月球的風(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制的確是太空風(fēng)化[46]。對于亞微觀鐵的產(chǎn)生機制,過去認(rèn)為是微隕石撞擊。后來太陽風(fēng)的改變被認(rèn)為是主要機制,這是因為小行星太空風(fēng)化的時間尺度相對較快 (約106年)[47,48]。

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

太空風(fēng)化過程也是土壤形成過程,會改變小行星力學(xué)強度,對于近地天體防御具有重要意義。對于所有條件都相同的天體表面,時間是影響空間風(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 (Q類和S類)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類小行星尺度小于S類,Q類比S類更新鮮,近地小行星(1862)Apollo反射光譜類似于普通球粒隕石。

5 變質(zhì)作用

小行星會經(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。研究水蝕變對于揭示太陽系最早時期發(fā)生的過程很重要,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,其內(nèi)部的溫度隨著深度的增加而升高,會發(fā)生熱變質(zhì)作用。大多數(shù)球粒隕石都經(jīng)歷過熱變質(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種巖石類型,代表7種不同程度的變質(zhì)作用。巖石類型越高,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)字越小水蝕變越嚴(yán)重。第4～7型發(fā)生熱變質(zhì),數(shù)字越大熱變質(zhì)越強。

沖擊變質(zhì)作用發(fā)生在小行星形成及演化的各個階段。低速碰撞無法生成足夠溫度和壓力的沖擊效應(yīng),超過5 GPa(1 GPa=1.013×103MPa)的高瞬時壓力是產(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[56],分別代表無沖擊 (＜4～5 GPA)、極弱沖擊 (5～10 GPA)、弱沖擊 (15～20 GPA)、中等沖擊 (30～35 GPA)、強沖擊 (45～55 GPA)和極強沖擊 (75～90 GPA)。撞擊事件在太陽系小行星的形成和演化過程中發(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6500萬年前恐龍滅絕的大撞擊,小行星可能來源于產(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,變得類似其他類型 (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)特性的重要研究內(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、熱擴散率、地震波速、碰撞動力學(xué)等,還決定了小行星發(fā)生碰撞后的變化。在對小行星進行實地原位測量前或探測器沒有搭載能夠直接測量小行星目標(biāo)特性的儀器時,通過遙感觀測獲得的孔隙度結(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,觀測到的亮度是其表面反射太陽光的結(jié)果,這與太陽-小行星-觀察者三者的相對位置、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]建立了雷達反照率與小行星孔隙度的關(guān)系并評估了45顆小行星的孔隙度,但結(jié)果有待檢驗。在利用觀測數(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]通過構(gòu)建Itokawa形狀模型評估其孔隙度為0.41。隕石顆粒密度代表了小行星內(nèi)部密度,通過擬合隕石顆粒的光譜至小行星光譜,并計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計算。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]、先進熱物理模型 (Advanced Thermal Physical Model,ATPM)[68]等。STM是最早用于計算小行星直徑與反照率的熱物理模型。NEATM是在STM的基礎(chǔ)上針對近地小行星進行了改進。TPM與ATPM考慮了小行星形狀對輻射流量的影響,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)。

大視場紅外波段太空望遠(yuǎn)鏡極大促進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)對近地小行星開展了大量觀測,得到了不同類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)鏡對潛在威脅小行星 (99942)Apophis進行了研究,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

通過地基望遠(yuǎn)鏡、太空望遠(yuǎn)鏡、太空探測器以及采樣返回等多種方式對小行星的探測,人類已經(jīng)對小行星有了很深入的認(rèn)識,包括建立了小行星分類體系,獲得了S類和C類小行星樣品,知道了它們的物質(zhì)成分,劃分了100多個小行星族,揭示了小行星分布與太陽距離的規(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。

無論是從近地防御還是天體演化的角度,對較小的近地和主帶小行星的研究都是未來小行星科學(xué)研究的重點。為更深入認(rèn)識小行星特性,需要更寬的波長范圍以及通過天基平臺獲取數(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。未來我國近地天體防御計劃如果能在天基平臺搭載寬譜段高光譜及高分相機載荷,將極大地促進對小行星特性的深入認(rèn)識,既有利于近地天體防御,也促進對小行星起源與演化的科學(xué)研究。值得高興的是,我國小行星探測任務(wù)攜帶了熱輻射光譜儀、可見紅外成像光譜儀、多光譜相機、中視場彩色相機等多個光學(xué)載荷,它們涵蓋了較全的光譜范圍,利用這些儀器開展多角度、高信噪比以及聯(lián)合觀測,必將在小行星目標(biāo)特性研究方面發(fā)揮重要作用。