13.1: 小行星
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学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 概述发现小行星的故事并描述它们的典型轨道
- 描述各种类型小行星的组成和分类
- 讨论从对多颗小行星执行航天器任务中学到了什么
这些小行星主要存在于火星和木星之间的广阔空间中，木星是太阳系的一个称为小行星带的区域。 小行星太小，没有望远镜就看不见；第一颗小行星直到十九世纪初才被发现。
小行星的发现和轨道
在1700年代后期，许多天文学家正在寻找另一颗他们认为应该存在于火星和木星轨道间隙中的行星。 西西里天文学家乔瓦尼·皮亚齐（Giovanni Piazzi）认为他在1801年发现了第一颗在距离太阳2.8 AU处运行的小行星（或后来被称为 “小行星”）时发现了这颗失踪的行星。 他的发现被他命名为谷神星，随后很快又发现了另外三颗处于相似轨道的小行星。
显然，火星和木星之间没有一颗失踪的行星，而是一整组物体，每个物体都比我们的月球小得多。 （类似的发现历史在外太阳系中以慢动作展现。 冥王星于1930年在海王星以外被发现，最初被称为行星，但在二十一世纪初，又发现了其他几个类似的物体。 我们现在把它们全部称为矮行星。）
到1890年，敏锐的观察者已经发现了300多颗这样的小行星或小行星。 在那一年，马克斯·沃尔法特·海德堡（Max Wolfat Heidelberg）引入了天文摄影来寻找小行星，极大地加快了这些昏暗物体的发现。 在二十一世纪，搜索者使用计算机驱动的电子相机，这是技术的又一次飞跃。 现在有超过50万颗小行星有明确的轨道。
小行星被赋予一个数字（对应于发现顺序），有时还会被命名。 最初，小行星的名字是从希腊和罗马神话中的女神那里选出的。 在用尽了这些和其他女性名字（包括后来的配偶、朋友、花朵、城市和其他人的名字）之后，天文学家转向了他们希望向其致敬的同事（和其他杰出人物）的名字。 例如，这本教科书的三位原作者，小行星2410、4859和68448被命名为莫里森、弗拉克诺伊和西德尼沃尔夫。
最大的小行星是谷神星（编号为1），直径仅小于1000千米。 正如我们所见，谷神星在被发现时被认为是一颗行星，但后来被称为小行星（众多小行星中的第一个）。 现在，它再次被重新分类，被认为是矮行星之一，就像冥王星一样（参见关于卫星、环和冥王星的章节）。 但是，我们仍然觉得将谷神星视为最大的小行星很方便。 另外两颗小行星 Pallas 和 Vesta 的直径约为 500 千米，还有大约 15 颗小行星大于 250 千米（见表\(\PageIndex{1}\)）。 小行星的数量随着体积的缩小而迅速增加；横跨10千米的物体比横跨100千米的物体多约100倍。 到2016年，天文学家已经发现了近一百万颗小行星。
小行星中心是一个全球性的小行星数据存储库。 在线访问它，了解与太阳系中小天体有关的最新发现。 （请注意，本网站上的某些材料是技术性的；最好单击 “公众” 的菜单选项卡以获取本教科书级别的更多信息。）
| # | 姓名 | 发现之年 | Orbit 的半长轴 (AU) | 直径 (km) | 作文课 |
|---|---|---|---|---|---|
| 1 | 谷神星 | 1801 | 2.77 | 940 | C（碳质） |
| 2 | 帕拉斯 | 1802 | 2.77 | 540 | C（碳质） |
| 3 | 朱诺 | 1804 | 2.67 | 265 | S（石质） |
| 4 | 维斯塔 | 1807 | 2.36 | 510 | 玄武岩 |
| 10 | Hygiea | 1849 | 3.14 | 410 | C（碳质） |
| 16 | Psyche | 1852 | 2.92 | 265 | M（金属） |
| 31 | Euphrosyne | 1854 | 3.15 | 250 | C（碳质） |
| 52 | 欧罗巴 | 1858 | 3.10 | 280 | C（碳质） |
| 65 | Cybele | 1861 | 3.43 | 280 | C（碳质） |
| 87 | 西尔维娅 | 1866 | 3.48 | 275 | C（碳质） |
| 451 | Patientia | 1899 | 3.06 | 260 | C（碳质） |
| 511 | Davida | 1903 | 3.16 | 310 | C（碳质） |
| 704 | Intermania | 1910 | 3.06 | 310 | C（碳质） |
小行星都以与行星相同的方向围绕太阳旋转，并且它们的大部分轨道位于地球和其他行星旋转的平面附近。 大多数小行星位于小行星带中，小行星带是火星和木星之间的区域，包含所有轨道周期在3.3至6年之间的小行星（图）。 尽管超过 75% 的已知小行星都在传送带中，但它们的间隔并不紧密（正如科幻电影中有时描绘的那样）。 皮带的体积实际上非常大，物体之间的典型间距（小至 1 千米）为数百万千米。 （这对于伽利略、卡西尼、罗塞塔和新视野号等航天器来说是幸运的，它们需要在没有碰撞的情况下穿越小行星带。）
尽管如此，在我们太阳系的漫长历史中，小行星本身之间发生了许多碰撞。 1918年，日本天文学家平山清久发现一些小行星分为家族，具有相似的轨道特征。 他假设每个家族都可能是由较大天体的解体造成的，或者更有可能是两颗小行星的碰撞造成的。 各种碎片离开碰撞现场的速度略有差异，这是目前在给定家族中观察到的不同小行星在轨道上分布较小的原因。 有几十个这样的家庭存在，观察表明，大多数家庭的个体成员的组成相似，如果他们是共同父母的碎片，我们所预料的那样。
你可以看到一段生动的动画视频，展示了通过一次天空测量发现的 100,000 颗小行星的轨道。 随着3分钟的视频的播放，你可以看到行星的轨道以及小行星在太阳系中的分布情况。 但请注意，所有这些视频在某种意义上都是误导性的。 与所覆盖的距离相比，小行星本身确实很小，因此必须将它们描绘成更大的点才能看见。 如果你在小行星带中，空白的空间会比小行星多得多。
组成和分类
小行星与黑白一样不同。 大多数都很暗，反射率仅为3％至4％，就像一块煤一样。 但是，另一大群体的典型反射率为15％。 为了更多地了解这些差异及其与化学成分的关系，天文学家研究了小行星反射的光谱，以寻找有关其成分的线索。
光谱研究表明，暗色小行星是由硅酸盐和深色有机碳化合物混合而成的原始天体（自太阳系诞生以来化学变化不大的天体）。 它们被称为 C 型小行星（“C” 代表碳质）。 最大的两颗小行星谷神星和帕拉斯是原始的，地带外部的几乎所有小行星也是如此。
人口第二多的群体是S型小行星，其中 “S” 代表石质或硅酸盐成分。 在这里，缺少暗碳化合物，从而提高了硅酸盐矿物的反射率和更清晰的光谱特征。 S型小行星在化学上也很原始，但它们的成分不同，表明它们可能是在与C型小行星不同的太阳系位置形成的。
第三类小行星的数量远少于前两个小行星，主要由金属组成，被称为 M 型小行星（“M” 代表金属）。 从光谱学上讲，识别金属很困难，但至少对于最大的M型小行星Psyche来说，这种识别已经得到了雷达的证实。 由于金属小行星，比如飞机或飞船，比如石质物体更能反射雷达，所以当我们用雷达束瞄准它时，Psyche 会显得很明亮。
这样的金属小行星是怎么形成的？ 我们怀疑每种金属都来自一个足够大的母体，其熔融的内部可以沉淀或分化，而较重的金属会沉入中心。 当这个母体在后来的碰撞中破碎时，来自核心的碎片富含金属。 在可预见的将来，即使是一颗长达1公里的M型小行星中也有足够的金属为世界提供铁和许多其他工业金属，前提是我们能够将它们安全地带到地球。
除了 M 型小行星外，其他一些小行星还显示出早期升温和分化的迹象。 它们具有玄武岩表面，例如月球和火星的火山平原；大型小行星维斯塔（稍后讨论）属于最后一类。
在距离太阳的不同距离处发现了不同类别的小行星（图\(\PageIndex{2}\)）。 通过追踪小行星的组成如何随着与太阳的距离而变化，我们可以重建它们最初形成的太阳星云的一些特性。
维斯塔：差异化的小行星
维斯塔是最有趣的小行星之一。 它在小行星带的内部以2.4 AU的半长轴绕太阳运行。 它的反射率相对较高，接近30％，使其成为最亮的小行星，如此明亮，如果你知道去哪里看，肉眼实际上可以看见它。 但它真正声名fa起的是它的表面被玄武岩覆盖，这表明维斯塔是一个差异化的物体，尽管体积很小（直径约500公里），但一定曾经活过火山活动。
来自维斯塔表面的陨石（图\(\PageIndex{3}\)）通过将其光谱与维斯塔本身的光谱进行比较而识别出来，已经降落在地球上，可供实验室直接研究。 因此，我们对这颗小行星了解很多。 据测定，这些陨石产生的熔岩流的年龄为44亿至45亿年，也就是太阳系形成后不久。 这个年龄与我们对维斯塔火山的预期是一致的；无论加热这么小物体的过程如何，都可能是激烈而短暂的。 2016年，一颗陨石坠落在土耳其，可以识别为特定的熔岩流，正如在轨道运行的黎明号航天器所揭示的那样。
近距离观察小行星
在前往1995年与木星相遇的途中，伽利略航天器被瞄准在两颗名为Gaspra和Ida的主带S型小行星附近飞行。 伽利略相机显示的长度与灾难性碰撞产生的碎片一样长，而且非常不规则（类似于受虐的马铃薯）（图\(\PageIndex{4}\)）。
详细的图像使我们能够计算Gaspra和Ida上的陨石坑，并估计它们的表面暴露于碰撞的时间长度。 伽利略科学家得出的结论是，这些小行星只有大约2亿年的历史（也就是说，形成它们的碰撞发生在大约2亿年前）。 计算表明，像加斯普拉或艾达这样大小的小行星预计在未来十亿年的某个时候会发生另一次灾难性的碰撞，届时它将被破坏，形成另一代仍然较小的碎片。
艾达伽利略飞越的最大惊喜是在围绕小行星的轨道上发现了一颗卫星（当时命名为Dactyl）（图\(\PageIndex{5}\)）。 尽管直径只有 1.5 千米，比许多大学校园小，但 Dactyl 为科学家提供了他们无法企及的东西——使用开普勒定律测量 Ida 的质量和密度。 月球的距离约为100千米，轨道周期约为24小时，这表明艾达的密度约为2.5 g/cm 3，与原始岩石的密度相当。 随后，大型可见光望远镜和高功率行星雷达都发现了许多其他小行星卫星，因此我们现在能够积累有关小行星质量和密度的宝贵数据。
顺便说一句，火星的两颗小卫星 Phobos 和 Deimos 可能是捕获的小行星（图）。 1977年，维京轨道飞行器首次对它们进行了近距离研究，后来由火星全球测量师进行了研究。 两者都是不规则的，有些细长，形成的很多，与其他较小的小行星相似。 它们的最大尺寸分别约为26公里和16千米。 木星和土星的小外卫星可能也是从经过的小行星身上捕获的，也许是在太阳系历史的早期。
从20世纪90年代开始，航天器已经近距离观察了另外几颗小行星。 近地小行星会合（NEAR）航天器绕S型小行星爱神进入轨道，成为这颗小行星的临时卫星。 在前往爱神的途中，NEAR航天器改名为行星地质学家尤金·舒梅克（Eugene Shoemaker），他是我们对陨石坑和撞击的理解的先驱。
一年来，Near-Shoemaker 航天器在不同的高度绕着这颗小行星运行，测量其表面和内部构成，并从四面八方绘制爱神地图（图）。 数据显示，爱神是由太阳系中一些化学上最原始的材料制成的。 据透露，其他几颗小行星都是由松散绑在一起的瓦砾组成的，但不是爱神。 其均匀的密度（与地壳的密度差不多）以及广泛的全球尺度凹槽和山脊表明它是一块破裂但坚固的岩石。
爱神有大量松散的表面材料，这些材料似乎已经向下滑向了较低的海拔。 在某些地方，地表瓦砾层的深度为100米。 松散土壤的顶部点缀着散落的半埋巨石。 这些巨石太多了，它们的数量比火山口还要多。 当然，由于这个小世界的重力如此之低，来访的宇航员会发现松散的巨石向她滚动得非常缓慢，而且很容易跳得足够高，以免被一块巨石击中。 尽管 Near-Shoemaker 航天器不是作为着陆器建造的，但在 2000 年轨道任务结束时，它被允许轻轻地坠落到地面，在那里它又继续进行了一周的化学分析。
2003年，日本的隼鸟1号飞行任务不仅访问了一颗小型小行星，而且还带回了样本供地球实验室研究。 目标 S 型小行星 Itokawa（如图所示\(\PageIndex{8}\)）比爱神小得多，只有大约 500 米长。 这颗小行星很长，似乎是很久以前两个独立的小行星碰撞的结果。 几乎没有撞击坑，但地表上有大量的巨石（比如一堆瓦砾）。
隼鸟号航天器的设计目的不是着陆，而是为了接触地表足够长的时间来收集少量样本。 这种棘手的动作在第一次尝试时就失败了，航天器短暂地从侧面倾倒了。 最终，控制器成功地捡起了几颗表面材料并将其转移到返回舱中。 2010 年澳大利亚上空重返地球大气层的过程非常壮观（图\(\PageIndex{9}\)），航天器猛烈破裂，而一个小型返回舱成功跳伞到地面。 经过数月的仔细提取和研究，一千多个微小的尘埃颗粒证实，丝川表面的成分与众所周知的原始陨石类似。 我们估计，隼鸟捡到的尘粒在小行星表面暴露了大约800万年。
2018年底，两艘航天器与近地小行星（参见小行星和行星防御）会合，准备着陆并收集样本返回地球。 日本的 Hyabusa2 航天器到达了龙谷，美国宇航局的奥西里斯-雷克斯瞄准了本努。 这两颗小行星的直径均小于1千米，属于深色碳质类。 由于这些物体富含水，因此作为未来可能的太空资源，它们特别令人感兴趣。 这两颗小行星看起来都是 “瓦砾堆”，或者是松散绑在一起的小碎片群。
最雄心勃勃的小行星太空任务（称为黎明）访问了两个最大的主带小行星谷神星和维斯塔，每颗小行星绕轨道运行了大约一年（图\(\PageIndex{10}\)）。 它们的大尺寸（直径分别约为1000和500千米）使其适合与行星和大型卫星进行比较。 事实证明，这两个火山口都很严重，这意味着它们的表面已经很陈旧。 在维斯塔上，我们现在实际上已经找到了喷射先前确定为来自这颗小行星的玄武岩陨石的大型撞击坑。 这些陨石坑非常大，以至于它们对维斯塔的几层地壳物质进行了采样。
谷神星没有类似的巨型撞击历史，因此它的表面覆盖着看起来更像来自月球高地的陨石坑。 谷神星最大的惊喜是存在非常明亮的白点，主要与大型陨石坑的中心峰有关（图\(\PageIndex{11}\)）。 浅色矿物是某种盐，要么是在这些陨石坑形成时产生的，要么随后从内部释放出来。 在多次近距离飞越之后，来自美国宇航局黎明号航天器的数据表明，谷神星有（或曾经）地下水海，地表偶尔会喷发。 最引人注目的是名为 Ahuna Mons 的 4 公里高的冰火山（见图\(\PageIndex{11}\)）。
2017年底，发现了一个全新的东西：一颗星际小行星。 这位访客是在夏威夷哈雷阿卡拉用探测望远镜在3,300万公里的距离被发现的。 随着天文学家对这一发现采取后续行动，很快就发现这颗小行星的行进速度太快了，无法成为太阳家族的一员。 它的轨道是双曲线，当它被发现时，它已经迅速离开了太阳系内部。 尽管它距离太远，即使是大型望远镜也无法进行成像，但可以根据其亮度和快速的光线波动来估算出它的大小和形状。 它的伸长率很高，形状近似于圆柱形。 标称尺寸长约为200米，宽度仅为35米，是所有自然物体中最极端的。 大型物体，如行星和卫星，被自身的重力拉动成大致球形的形状，即使是小行星和彗星（通常被描述为 “马铃薯形”）也很少有超过两倍的不规则性。
这颗小行星被命名为 “Oumuamua”，这个夏威夷语单词的意思是 “侦察兵” 或 “首先伸出援手”。 从某种意义上说，星际小行星或彗星的发现并不出乎意料。 在太阳系历史的早期，在行星轨道将自己分成稳定、不相交的路径全部位于同一个平面之前，我们估计会喷出相当多的物质，要么是整颗行星，要么是更多较小的碎片。 即使在今天，偶尔从太阳系外缘进入的彗星也可能因与木星和太阳的引力相互作用而改变其轨道，其中一些彗星在双曲线轨迹上逃脱。 正如我们最近了解到行星系统很常见的那样，问题变成了：相似的碎片物体从其他行星系统喷射到哪里？ 现在我们已经找到了一个，改进后的调查将很快将其他类别添加到该类别中。
观看 ESO 对小行星 “Oumuamua” 的艺术家渲染。 尽管它离地球的距离还不够近，无法成像，但旋转时亮度的快速变化表明了它长而细长的形状。
关键概念和摘要
太阳系包括许多比行星及其较大的卫星小得多的物体。 岩石一般被称为小行星。 谷神星是最大的小行星；大约 15 颗小行星大于 250 千米，大约 100,000 颗小行星大于 1 千米。 大多数位于火星和木星之间的小行星带中。 地带中存在小行星家族表明许多小行星是古代碰撞和碎裂的残余物。 小行星既包括原始物体，也包括差异化物体。 大多数小行星被归类为C型，这意味着它们是由碳质物质组成的。 主导内带的是S型（石质）小行星，还有几颗M型（金属）小行星。 我们有几颗小行星的航天器图像和从小行星丝川返回的样本。 最近的观测发现了许多小行星卫星，这使得测量它们运行的小行星的质量和密度成为可能。 黎明号航天器在轨道上对最大的两颗小行星谷神星和维斯塔进行了广泛的研究。
词汇表
- 小行星
- 绕太阳运行的石质或金属物体，比主要行星小，但没有证据表明存在大气层或与彗星有关的其他类型的活动
- 小行星带
- 太阳系中大多数小行星所在的火星和木星轨道之间的区域；轨道通常最稳定的主带从太阳 2.2 AU 延伸到 3.3 AU