太陽系小天體表面環境綜述

季江徽，胡壽村

（1. 中國科學院 紫金山天文臺； 2. 中國科學院 行星科學重點實驗室：南京 210033；3. 中國科學院 比較行星學卓越創新中心，合肥 230026）

0 引言

太陽系小天體包括小行星、彗星、流星體以及其他星際物質。對它們的軌道分布、地形形貌、化學成分、內部結構、形成演化等方面的研究有助于了解太陽系的早期演化歷史，探索地球表面的水和生命的起源，以及研究如何防御一些對地球安全造成潛在威脅的小天體[1]。

基于天文學手段，通過地基或空間望遠鏡對這些小天體開展研究，可獲取可見光（包括測角數據和測光數據）、反射地面雷達回波、近紅外反射光譜和熱輻射光譜等觀測數據。這些數據可用于確定小天體軌道，建立小天體形狀與自轉模型，推斷小天體表面成分與熱物理性質，研究彗星彗發成分等。基于實驗室分析地球上獲取的隕石樣品，可研究小天體的化學成分與形成歷史。近年來，由于計算機水平的發展，數值模擬亦成為一種重要手段，可用于研究小天體軌道的起源與演化、表面形貌改造、撞擊坑形成、形狀與內部結構演化等。

美國發射的“國際彗星”探測器于1985 年首次飛越了彗星21P Giacobini-Zinner，自此開始了小天體深空探測的序幕。6 年后，美國的“伽利略號”探測器首次飛越小行星951 Gaspra。目前，小天體探測已成為國際深空探測的熱點。截至2019 年11 月，美國、歐空局、日本、俄羅斯（蘇聯）和中國一共發射過18 個小天體探測器，以飛越、著陸和采樣返回等方式對14 顆小行星、8 顆彗星和2 顆矮行星開展了探測。通過分析這些探測任務采集到的數據，極大提高了對小天體的認識?，F在已知大部分直徑百米級以上的小行星（甚至彗星）具有疏松的碎石堆結構，成分多樣，孔隙率高而密度低；在大行星引力攝動影響下有些小天體有著非常復雜且難以預測的軌道遷移；而且小天體之間的碰撞，潮汐效應、空間風化、太陽熱輻射、表面物質揮發等都會直接或間接影響其地形地貌、形成演化與內部結構。2012 年12 月13 日，我國對近地小行星4179 Toutatis 成功開展了飛越探測，未來還將對近地小行星469219 Kamo’oalewa 和主帶彗星（或稱活動小行星）133P/Elst-Pizarro 開展采樣返回和繞飛探測[2]。

本文關注的小天體對象主要是小行星，其數目眾多且廣泛分布于太陽系內，按照軌道特征可分為近地小行星、主帶小行星、特洛伊小行星、柯依伯帶天體以及半人馬天體；按照組成構型可分為單小行星、多小行星系統（目前觀測到的有雙小行星和三合小行星）和軌道上分離的小行星對（原來可能是相互繞轉的雙小行星）；按照形狀則可分為陀螺型小行星、延長型小行星和接觸雙小行星等；按照光譜成分特征可主要分為C 類、S 類和M 類小行星；按照自轉特征可分為慢自轉小行星、快自轉小行星和非主軸自轉小行星等。這些不同的分類方法反映了小行星多樣而且復雜的形成演化機制以及豐富的科學研究內涵。

小行星表面地形地貌是探測器最容易觀察到而望遠鏡無法直接獲取的物理信息。過去多年的小行星探測任務返回的數據讓我們了解到小行星表面具有豐富多樣而復雜的形貌細節，例如光滑或粗糙的地表、坡度較大的斜坡、表面不均勻分布的反照率、尺寸從厘米級到幾十米級甚至以上的碎石、斷裂或帶棱角的石塊、地表以下的洼地或凹陷、尺度分布廣泛而形貌多樣的撞擊坑、多個緊密相連的坑鏈、蜿蜒盤繞在小行星表面的溝槽和山脊等線性結構，以及在撞擊坑內或斜坡上直接或間接觀察到的小行星表壤遷移證據。這些信息能夠反映小行星的內部結構并為解釋其獨特的形成演化歷史提供有力證據。

本文首先介紹基于地面和空間望遠鏡觀測數據開展小行星形狀和表面物理性質研究的原理方法以及存在的局限性；隨后著重分別對6 顆已經探測過的小行星433 Eros、25143 Itokawa、4179 Toutatis、162173 Ryugu、101955 Bennu 和486958 2014 MU69的表面形貌信息進行了回顧和梳理；然后簡要介紹了幾種可能影響小行星表面形貌演化的機制；最后對這些探測結果進行了總結和比較。

1 望遠鏡觀測

為了能夠在小行星深空探測任務中做好科學合理的任務規劃，需要事先對目標小行星表面環境有正確認識。形狀和地形地貌是小行星表面最直接的物理環境，前者與小行星引力場密切相關，會直接影響探測器的繞飛軌道；而形貌細節，如表面坡度、碎石大小和分布、撞擊坑等則對探測器進行著陸采樣至關重要。除了在真正飛抵目標小行星后直接拍照之外，地面和空間望遠鏡觀測，包括光學、雷達和紅外波段的觀測，也能獲得一定的形狀和地形地貌信息。

光學觀測獲取的是小行星表面在反射太陽光后被望遠鏡收集到的光學波段的電磁輻射。小行星的自轉、相位角和形狀會影響望遠鏡終端最終接收到的輻射流量，相應地可以獲取小行星視亮度隨時間變化的光變曲線。如果光變曲線能夠覆蓋小行星的完整相位和自轉周期，理論上可以通過最小二乘法反演出小行星的形狀和自轉周期。然而光變曲線反演得到的形狀模型較為粗糙，且一般是凸面的，難以解析到小行星表面地形細節，例如光變曲線反演得到的Ryugu 形狀就明顯不同于其真實的陀螺形狀[3]。事實上，大部分小行星的光變曲線數據都不足以準確反演出其形狀模型，此時可根據光變曲線數據給出的最大振幅來估算小行星的長寬比，并用長橢球體（a＞b=c）來近似建立小行星形狀模型。

雷達是獲取小行星物理參數的另一種重要手段，其原理是利用地面天線向小行星發射電磁波并接收從小行星表面反射后的回波，通過測量多普勒時延和多普勒頻移來生成延遲多普勒圖像。如果雷達數據能覆蓋全部小行星表面，則可通過獲取的延遲多普勒圖像反演得到小行星的形狀、自轉參數甚至是小行星內部密度分布[4]。相比于光變曲線反演方法，通過雷達數據反演的形狀模型可以獲得凹坑信息，而且往往有更高的精度，例如2012 年Goldstone雷達站獲得的小行星4179 Toutatis 的延遲多普勒圖像精度可達3.75 m。但雷達波從地面發射后接收到的回波衰減程度與距離的4 次方成正比，因此雷達觀測主要用于近地小行星。目前（截至2019 年7 月）美國的Arecibo 和Goldstone 雷達望遠鏡已經對138 顆主帶小行星、861 顆近地小行星和21 顆彗星開展過雷達觀測，但事實上大部分的雷達觀測數據都不足以用于反演形狀模型，截至目前JPL 網站僅公開發布了2 顆主帶小行星和23 顆近地小行星的雷達觀測的形狀模型。

小行星在太陽照射下表面會有一定的溫度，因而能夠產生紅外輻射，利用地基望遠鏡（如西班牙的GTC 望遠鏡和日本的“昴星團”望遠鏡）或空間望遠鏡（如IRAS、Spitzer、Hershel 和WISE 紅外衛星望遠鏡）可以接收到相應波段的熱輻射觀測數據。利用建立的熱物理模型也可計算出小行星表面發出的紅外輻射流量的理論值，通過和觀測數據比較擬合后即可推算出小行星的反照率、表面粗糙度、熱慣量和有效直徑等信息[5-6]。目前學者們已經提出過多個小行星的熱物理模型，如：考慮自轉和熱慣量等因素后提出的經典小行星熱物理模型（TPM）；假設小行星是由三角面元構成的多面體且考慮了不同面元之間的相互輻射后提出的先進熱物理模型（ATPM）。ATPM 模型在提出后已被廣泛應用于推測小行星表面熱物理性質，且現在仍在進一步完善中[7]。

2 空間任務探測

人們一度認為小行星應該是表面光滑、無表壤覆蓋的一整塊單石，因為即使在微隕星撞擊后有濺射物產生，考慮到其極其微弱的引力場，巖石碎片組成的濺射物也將難以落回小行星表面。然而隨著探測器獲取到951 Gaspra、243 Ida、433 Eros 等小行星的真實圖像后，我們才知道小行星表面存在復雜的結構。本章將回顧和梳理空間任務探測過的5 顆近地小行星（Eros，Itokawa，Toutatis，Ryugu，Bennu）和1 顆柯伊伯帶小天體（2014 MU69）的表面地形地貌。它們的真實形狀見圖1，可以明顯發現Itokawa、Toutatis 和2014 MU69 具有接觸雙小行星構型（有學者也曾經將Eros 認為是接觸雙小行星），而Bennu和Ryugu 則為陀螺構型，這說明此2 類形狀在小行星中非常常見，而且這些構型與小行星的形成演化機制密切相關。下面逐一展開介紹這幾顆小行星的詳細形貌及其反映的形成演化機制。

圖1 NASA、JAXA、CNSA 在空間任務中探測過的6 個小天體的形狀和大小Fig.1 The shape and size of 6 asteroids visited by spacecrafts launched by NASA, JAXA, and CNSA

2.1 433 Eros

美國的NEAR 探測器于2000 年2 月14 日進入近地小行星Eros 的環繞軌道，并在1 年后成功著陸，是第一個實現在小行星上環繞并著陸的探測器。Eros 的光譜型為S 型，自轉周期為5.27 h，大小為34.4 km×11.2 km×11.2 km，是太陽系內尺寸第二大的近地小行星。Eros 的質心和形心存在一些偏移，這可能與其深達上百米的疏松表壤有關。引力場測量結果表明，Eros 內部結構比較均勻，其平均密度為2.67 g/cm3，小于地球上普通球粒隕石的密度。不過Eros 的孔隙率僅約為20%，遠遠小于Itokawa的該項數值（41%），因此有學者質疑Eros的內部結構不應是傳統意義上認為的類似253 Mathilde 小行星的“碎石堆”[8]。

Eros 的表面十分粗糙，表壤物質涵蓋了cm 級以下的小砂礫到10 m 級以上的巨石，粒徑分布曲線斜率約為-3。從整體上看，Eros 表面的顏色和反照率變化較小，說明其表面成分分布比較均勻。然而，在一些坡度較大的區域仍然能夠看到一些反照率較高的區域，而且邊緣輪廓很清晰（參見圖1），這表明這些區域最近才發生過表壤遷移或滑坡，將新鮮的內部物質裸露出來，而太空風化還沒來得及影響它們。值得一提的是，進一步研究表明并不是所有表壤滑坡區域的坡度都比較大，有些區域的坡度明顯小于休止角，但仍然觀測到了滑坡，其具體原因還存在一些爭議。另外，觀測數據表明，Eros 表面的Rahe Dorsum 山脊某些位置的坡度大于60°，明顯超過了休止角（圖2(a)），有些山脊甚至發生了扭曲變形（圖2(b)），這都說明這些區域的地質構造存在一定的強度。

NEAR 探測器對Eros 拍攝的照片顯示其表面分布有大量的撞擊坑，然而進一步研究發現直徑＜2 km 的撞擊坑數目偏少，這可能是由于一些大的撞擊事件產生的地震波將這些小撞擊坑抹掉的[9]。另外，Eros 上撞擊坑深度與直徑之比的平均值為0.13，小于月球表面年輕撞擊坑0.2 的值，進一步表明這些撞擊坑確實是在形成后被改造過的。值得注意的是，Eros 表面還發現了一些方形的撞擊坑（圖2(c)），類似于地球上的巴林杰隕石坑，這被認為是由于這些撞擊發生于Eros 的斷裂地形帶。直徑7.6 km 的Shoemaker 撞擊坑被認為是Eros 上最年輕的大撞擊坑，研究認為其對應的撞擊事件導致了Shoemaker 坑附近非均勻的撞擊坑和碎石分布密度。

此外，在Eros 上還觀察到一些明顯的線性結構，如高達300 m、長度達15 km 的Rahe Dorsum山脊（如圖2(a)和2(b)），以及類似于火衛一Phobos表面的溝槽（圖2(d)）[10]。包括Eros 在內，小行星表面的線性結構有部分被認為與撞擊事件有關，但也有人認為Eros 歷史上的軌道遷移導致的平均溫度變化會產生熱應力，從而可能形成一些溝槽。事實上，線性結構是小行星表面非常常見的形貌特征，目前空間探測過的大部分小行星上都發現過這種結構。

圖2 Eros 小行星表面的山脊、方形撞擊坑和溝槽（數據來源：NASA）Fig.2 The ridges (a and b), square craters (c) and grooves (d)on Eros (data from NASA)

2.2 25143 Itokawa

日本的Hayabusa 探測器于2005 年9 月到達了Itokawa 并獲取了大量探測數據，在完成采樣任務后于2010 年6 月13 日返回了地球。雖然Itokawa和Eros 一樣都是S 型小行星，但它們的結構和表面性質完全不同。Itokawa 的大小為535 m×294 m×209 m，體積僅為Eros 的12 萬分之一，平均密度為(1.95±0.14) g/cm3，孔隙率達41%，因此Itokawa 被認為是一顆典型的碎石堆結構小行星[11]。另外，與Eros 不同，在Itokawa 表面沒有觀察到明顯的大尺度線性結構，這也是支持Itokawa 為碎石堆結構的一個證據。Itokawa 的形狀看上去像是由2 個獨立的部分相接形成的（習慣上將體積更大的那部分稱為“身”，更小的那部分稱為“頭”），這類小行星被稱為接觸雙小行星（或雙瓣小行星），類似結構的有Toutatis 和2014 MU69 等。從成分上看，Itokawa的“頭”和“身”并沒有顯著的區別，這表明它們應該來源于同樣的母體[12]。

從整體上看，Itokawa 表面的粗糙程度與地勢有關，最粗糙的區域恰好位于地勢最高處，覆蓋有大量的碎石，且1 cm 以下的砂礫較為少見；光滑的2 個區域——Muses Sea 和Sagamihara 則位于低洼處，坡度小于8°，形貌上較為平整和均勻，說明這些區域在構造上應該至少包含1 層疏松的表壤顆粒，且分布方式遵循能量最低原則，圖3(a)和3(b)展現了這2 個區域在Itokawa 小行星上的位置。進一步研究還表明這些小尺寸顆?？赡苁窃诼L的演化過程中從其他地方遷移過來的，并覆蓋了原來的碎石，據估計這些光滑低洼區域的表壤厚度為2.5 m。Itokawa 表面也觀察到類似Eros 上的反照率較高的區域，這也同樣被解釋為此處的表壤發生過滑坡或遷移[13]。最近的研究甚至發現Itokawa 表面的粗糙度在經度方向上有顯著變化，這可能會影響YORP效應。

圖3 Itokawa 小行星的表面形貌（數據來源：JAXA）Fig.3 The surface topography of Itokawa (data from JAXA)

Hayabusa 探測器拍攝的高清照片顯示Itokawa表面分布的碎石直徑范圍為mm 級到幾十m級，粒徑分布曲線斜率為-2.8～-3，最大的一塊名為Yoshinodai 的巨石位于“身”部的邊緣上，直徑最長達46 m（見圖3(b)的最左側）[14-15]。從照片上可以明顯觀察到大量m 級（部分10 m 級）尺寸的碎石，這說明Itokawa 的形成與撞擊事件有關，也支持了Itokawa 的碎石堆結構猜想。從圖3(c)還可以發現Itokawa 上的某些區域分布有一些邊緣銳利的棱角石塊，這些石塊的形狀來源可能與撞擊事件有關，同時也可能反映了這些石塊本身獨特的巖性。另外，圖3(d)所示的是Muses Sea 邊緣的高清圖（覆蓋范圍長約15 m），恰好是粗糙和光滑地表的過渡帶，地勢從左下方到右上方遞減，在引力作用下顆粒有向右上方遷移的趨勢，且更小顆粒的表壤因為阻礙更小而更容易發生遷移[16]。

經統計，即使將一些輪廓模糊的凹坑考慮在內，Itokawa 表面的撞擊坑數目也不超過100 個，而且直徑都在1 m 以上，也沒有觀察到撞擊坑位置與碎石的位置分布有明顯的關聯。事實上，由于Itokawa 的引力場非常微弱，計算表明撞擊坑內拋射出來的濺射物絕大部分都已逃離，因此Itokawa上的大部分碎石都很可能起源于其形成時的母體碎片。與Eros 類似，一般認為Itokawa 上的小撞擊坑缺失與表壤遷移或者撞擊事件產生的地震有關（考慮到Itokawa 的直徑，1 cm 大小的微隕星對其產生的撞擊加速度就足以與Itokawa 的自引力相當），它們都可能導致撞擊坑內邊緣的滑坡和坑中心的表壤堆積；不過也有猜測認為這可能與Itokawa的年齡較小，剛在主帶形成不久就被遷移到近地小行星軌道有關。最近的地面撞擊實驗研究還提出了一種觀點，認為Itokawa 表面大量分布的碎石也可作為一種“盔甲”而保護Itokawa 的表面，從而減少小型撞擊坑的形成[17-18]。

2.3 4179 Toutatis

Toutatis 是一顆S 型的近地小行星，中國的“嫦娥二號”探測器于2012 年12 月13 日以距其表面770 m 的距離和10.73 km/s 的相對速度成功飛越了這顆小行星，并且由于相位角的原因采取了飛越后拍照的策略獲取了400 多幅光學圖像。由于Toutatis的軌道周期和地球成近似4∶1 的關系，在“嫦娥二號”飛越之前Toutatis 已多次近距離飛越地球，并在此過程中多次被地面雷達望遠鏡觀測，結果表明Toutatis 是一顆大小4.60 km×2.29 km×1.92 km，自轉周期5.4 d，進動周期7.4 d 的典型的非主軸自轉小行星[2,19-20]。圖4(a)～(e)分別是“嫦娥二號”逐漸遠離Toutatis過程中獲取的圖像數據，初始成像時刻為2012年12月13日GMT 08:30:0.4，其中(a)的分辨率最高，為2.25 m，成像距離為18.3 km，(e)為清晰度最高的一張全景圖，此時的成像距離為67.7 km，分辨率為8.3 m。計算表明，Toutatis在“嫦娥二號”視線垂直方向的投影大小為4.75 km×1.95 km，誤差為10%左右，與雷達模型結果相近。結合雷達數據以及利用探測器相機的空間姿態和光學圖像中Toutatis的指向可以確定飛越時刻Toutatis的主軸指向[21]?！版隙鸲枴钡娘w越距離不夠近且飛越速度過快，使得其飛越Toutatis過程中的速度變化非常小，所獲得的觀測數據難以用來計算Toutatis的質量，也無法推知該小行星的密度和孔隙率。

圖4 Toutatis小行星的表面形貌（數據來源：中國國家航天局）Fig.4 The surfacetopography of Toutatis(data from CNSA)

“嫦娥二號”獲取的光學圖像顯示Toutatis狀如生姜，具有明顯的接觸雙小行星結構，與之前的雷達探測結果一致。不過在細節上仍然有區別，例如光學圖像顯示Toutatis的“脖子”處具有1個接近直角的結構，而雷達模型上此處較為平緩；光學圖像上Toutatis“身”部的末端比較粗而且有1個直徑約800 m 的凹陷結構，而雷達模型中此處比較尖，而且無法分辨出該凹陷。數值模擬研究表明，一顆雙軌旋同步雙小行星在經受地球潮汐作用之后有可能導致衛星和主星發生相撞形成類似Toutatis這種延長型的接觸雙小行星[22]。

相比于Itokawa，Toutatis表面的撞擊坑更為明顯，已經證認出來的撞擊坑數目有50個，最小的直徑約為40 m，最大的是端部直徑800 m 的撞擊坑（也有學者認為其不是撞擊坑），這可能是因為一顆直徑50 m 的小天體撞擊而形成的。該800 m 撞擊坑邊緣上有一明顯的山脊結構，且坑內和坑外附近的位置都發現有線性結構，其中坑外的結構可能與撞擊發生時應力波的傳播有關。這些撞擊坑信息表明Toutatis也很可能是碎石堆結構。根據撞擊坑直徑數目分布可以推算出對應的撞擊體直徑，假設這些撞擊發生于主帶（近地小行星在主帶停留的時間一般要遠遠超過其在近地小行星軌道上的時間），根據主帶撞擊頻率模型，可以推算出Toutatis表面的撞擊坑保留年齡在13億年到19億年之間[23]。

從光學圖像上可以分辨出Toutatis表面（“嫦娥二號”拍攝到的可見表面）有大約222顆直徑10～61 m 范圍內的碎石，其中2顆直徑最大的（50 m以上）石塊位于“脖子”區域，90%以上的碎石直徑小于30 m。根據經驗關系，61 m 直徑的碎石無法從800 m 撞擊坑內濺射出來，而且根據總碎石體積和撞擊坑體積之比發現無法通過撞擊濺射物回落的機制來解釋Toutatis表面碎石的起源。這些證據說明Toutatis表面的碎石應該大部分來源于Toutatis形成前的母體。從整體上看，Toutatis的體積、碎石分布數密度以及碎石/撞擊坑體積比都介于Eros和Itokawa 之間，但Toutatis碎石的粒徑分布曲線斜率為-4.4±0.1，曲線明顯比Eros和Itokawa 的都更陡，說明Toutatis表面碎石的碎裂程度更強[23]。

2.4 162173 Ryugu

2018年6月27日，日本的Hayabusa 2任務成功到達目標小行星Ryugu 并開展探測。Ryugu 是一顆直徑約450 m 的近地小行星，自轉周期7.63 h，光譜型為Cb型，表面反照率為0.045±0.002（與Cb型小行星253 Mathilde 類似）。Ryugu 的孔隙率超過50%，比Itokawa 的略大，說明Ryugu 內部也很可能是碎石堆結構。在Hayabusa 2到達Ryugu之前，由于缺乏雷達觀測數據，而光變曲線數據反演的形狀非常粗糙，一直未能獲知Ryugu 的準確形狀。從赤道上空看，Ryugu 的形狀與Bennu 類似，呈一個略扁的陀螺狀，兩極與赤道半徑之比為0.872±0.007，赤道附近有一圈隆起的山脊，中緯度到赤道地區表面沿經線方向的直線與自轉軸成(34±4)°的夾角；還有一道長長的溝槽向南極方向延伸，光譜分析表明該溝槽的形成時間要晚于赤道隆起（圖5(c)）。Ryugu 的赤道比較圓，表明其陀螺狀外形的形成可能與自轉加速引起的形貌改造有關，而考慮到目前Ryugu 的自轉如此之慢，這也說明Ryugu 的自轉周期在歷史上可能更快。在當前的自轉狀態下，Ryugu 表面坡度平均值為11.8°，大部分地區不超過35°[3,24]。

圖5 Ryugu 表面的形貌特征，包括(a)最大的碎石，(b)最大的撞擊坑，(c)赤道隆起和延伸到南半球的溝槽以及(d)赤道附近碎石周邊的非對稱表壤沉積（數據來源：JAXA）Fig.5 The surface topography of Ryugu,which includes(a)the largest boulder,(b)the largest crater,(c)the equatorial bulge and a stretched trough extending to the south hemisphere(d)asymmetric regolith deposits near theequatorial boulders (data from JAXA)

Ryugu 的赤道隆起處存在一些特殊的地形特征：一些似乎沒有受到過擾動的撞擊坑位于隆起的山脊上，這說明這些撞擊坑的形成要晚于這些山脊；一些相互覆蓋的碎石表明可能曾經有過從赤道到中緯度區域的物質運動（圖5(d)展現了碎石附近非對稱的表壤沉積，黃色箭頭為表壤運動趨勢的方向，恰好與引力勢下降方向一致），而且用于反映表壤暴露時長的光譜觀測也支持這一猜測。通過對4處赤道附近和3處中緯度附近區域的詳細觀測表明這些區域之間在光學和近紅外波段的反照率差異小于15%，說明Ryugu 表面的不同物質成分可能已充分混合。目前的觀測還不足以明確Ryugu陀螺型形狀的起源，可能的機制包括：早期Ryugu母體經歷大碰撞后產生了大量碎片，隨后在自引力作用以及適當的角動量下重新吸積形成了目前Ryugu 的形狀，或者最初形成的Ryugu 形狀并非陀螺型，而是在后期YORP效應引起的自轉加速下慢慢形成了目前的形狀。第一種機制更有利于解釋赤道上撞擊坑的形成，但具體細節仍然不清楚，比如為什么在較高的自轉角動量作用下形成的會是陀螺型而不是延長型小行星[25]。

在Ryugu 表面發現了約4400顆直徑5 m 以上的碎石，其中最大的一塊——Otohime Saxum 位于南極附近，直徑達160 m（圖5(a)）。這些碎石的分布比較均勻，不過在西半球的部分區域以及赤道隆起處的碎石分布數密度較低，但也不同于Eros和Itokawa 那樣存在碎石稀少的光滑表面，這說明Ryugu 具有不同于它們的地質演化歷史。據計算，Ryugu 上直徑20 m 以上碎石分布的數密度是Itokawa和Bennu 上的2倍，而且這些較大的碎石都很可能與觀測到的表面撞擊坑（直徑＜300 m）拋射物無關。經測定，Ryugu 表面直徑5 m 以上碎石的粒徑分布曲線斜率為-2.65±0.05，略小于其他小行星。碎石的長寬比分布與地面撞擊實驗給出的結果較為一致，直徑5 m 以上碎石的總體積與估計的所有撞擊坑拋射物總體積之比約為0.94，說明Ryugu表面的大部分碎石都很可能來自于母體受撞擊產生的碎片[24]。從形態上可以將直徑較大的石塊分為4類，如圖6(a)～(d)所示：(a)中的石塊較暗，表面凹凸不平且存在分層結構；(b)中的石塊更亮一些，表面比較光滑且具有薄薄的分層結構；(c)的中央也是一塊較亮的石塊，但沒有明顯的分層，而且從反照率上看該石塊表面存在一些斑塊；(d)中是單獨作為一類的石塊——Otohime Saxum，其具有銳利的邊緣，光滑的表面以及明顯的裂紋。另外，統計分析還發現碎石的粒徑分布曲線隨著直徑的減小而變得越來越平緩，這說明Ryugu 表面一些小尺寸的碎石已經被表壤所覆蓋。大量碎石的存在使得Ryugu 表面也很可能存在類似Itokawa 的“盔甲效應”，即當撞擊事件發生時，由于撞擊體的尺寸（0.1～1 m）可能和接觸到的表面碎石尺寸接近甚至更小，這些碎石將損耗掉撞擊體的一部分動能，從而減小最終形成的撞擊坑直徑，因此當用觀測的撞擊坑大小來推測掘出石塊的尺寸時可能需要加入一個修正項。

圖6 Ryugu 表面不同形態的碎石（數據來源：JAXA）Fig.6 Different patterns of boulders on Ryugu (data from JAXA)

在Ryugu 上發現了大約30個直徑＞20 m 的圓形凹坑，其中許多包含有隆起的坑緣，這些一般被認為是撞擊坑。計算結果表明Ryugu 表面相同直徑撞擊坑的分布數密度與Itokawa 的結果相當，說明這2顆小行星可能經受了類似程度的撞擊事件。激光高度計的測量結果表明一些較為新鮮的撞擊坑的深度直徑比約為0.14～0.2。利用100～200 m直徑撞擊坑的數密度（并考慮“盔甲效應”來修正撞擊坑直徑）可以計算出分別考慮和不考慮干性土黏聚強度時的表面年齡為1億年和1千萬年，據推測這些撞擊坑大部分來源于Ryugu 運行于小行星主帶的時期。從撞擊坑分布曲線可以發現，與Eros和Itokawa 類似，Ryugu 上有許多直徑小于100 m的撞擊坑被掩埋了，這被認為可能是撞擊事件導致的地震引起的。最大的撞擊坑是位于赤道附近的Urashima，其直徑達290 m（圖5(b)），而且坑內緣發現有過表壤滑落的痕跡。其他一些撞擊坑內還發現較大尺寸的石塊更傾向于分布于坑內部而非坑內邊緣上，這也反映了曾經發生過的地質滑坡，這些現象可能導致估測的大撞擊坑年齡偏老[24]。

Hayabusa 2已于2019年2月21日收集到Ryugu 的表層樣品，并且于2019年7月11日從人工“撞擊坑”內成功收集到一些未被太空風化“污染”的次表層樣品。預計Hayabusa 2的樣品返回艙將于2020年12月返回地球，屆時科學家將可以通過分析樣品為解答太陽系的形成演化以及地球的生命起源提供更直接的信息。

2.5 101955 Bennu

美國的OSIRIS-REx 探測器于2018年12月3 日抵達低反照率的B型小行星Bennu，比Hayabusa 2抵達Ryugu 的時間晚將近6個月。探測器傳回的圖像數據表明Bennu 也是一顆陀螺型的小行星，與地面雷達數據反演的形狀模型大體一致[26]。Bennu的平均直徑為490 m，自轉周期4.296 h，平均密度1.19 g/cm3，反照率0.044，孔隙率50%～60%，這表明Bennu 很可能也是一顆碎石堆結構小行星。Bennu 的赤道附近有一圈明顯的隆起結構，這使得Bennu 的引力場系數中二階和四階帶諧項的值比較大[27]。與Ryugu 不同，從兩極方向看Bennu 的形狀類似為方塊形，即赤道區域在經度上存在約90°為周期的地形起伏。事實上這些起伏主要來自4條南北走向的山脊，長達400～780 m，高度可達25 m，使得Bennu 引力場系數中四階扇諧項系數的值也比較大。從總體上看，Bennu 極區的表面有效勢（引力勢+離心勢）高于赤道區，因此表面坡度的朝向整體上指向赤道，而高緯度區的平均表面坡度高于低緯赤道區的。

OSIRIS-REx 的觀測表明Bennu 表面分布有大量的石塊，有超過200個直徑＞10 m，其中3個最大的直徑超過40 m 且都分布在南半球，尺寸與Itokawa 表面的最大石塊相近（圖7(a)顯示了一顆直徑56 m，高度不小于20 m 的石塊）。但事實上，在探測器到達Bennu 之前，地面依據Spitzer 太空望遠鏡對Bennu 的熱紅外觀測推測該小行星表面表壤顆粒大小應該在0.1～1 cm 的量級，這種不一致性說明目前用熱慣量來推導表壤顆粒直徑的模型還需修正[28]。根據計算，Bennu 表面10 m 級以上大小的石塊都不太可能來自于表面撞擊坑內掘出的物質，也不太可能是被吸積的微隕星，最大可能來源于Bennu 形成之初的母體碎片。Bennu 上的這些碎石在反照率和顏色上并不均勻（圖7(b)），表明Bennu 的母體和撞擊體在成分上存在多樣性，這點與Ryugu 不同。Bennu 上的這些碎石分布并非是均勻的，例如在一些低洼處分布的碎石密度比平均值能高出1個量級，這顯然與Itokawa 不同。利用OSIRIS-REx 上的多功能相機，Bennu 表面直徑＞8 m 的碎石都已被分辨出來，計算得到的粒徑分布曲線斜率為-2.9±0.3。雖然能觀察到一些碎石是埋在表壤里的，但有許多看上去就只是輕微接觸在表面上；有些區域的碎石以覆瓦狀形式排布，與Itokawa 表面的一些碎石分布特征類似，但分布的區域面積小于后者，而且尚未發現這些覆瓦狀排布的碎石與細顆粒物的沉積之間存在聯系；另外，與Itokawa 類似，Bennu 上也發現了圓角和棱角碎石。這些發現都反映了Bennu 復雜而獨特的演化歷史和形成機制。有趣的是，Bennu 表面還發現了大量明顯斷裂的石塊，裂紋有直線的（圖7(c)和7(d)）也有折線的（圖7(e)），還有一些m 級大小的已經分裂的碎石相互間以較近的距離聚集在一起（圖7(f)），這些裂紋的形成機制包括大規模碰撞、微隕星撞擊和熱疲勞。由于使得石塊斷裂的機制需要漫長的時間，所以這說明這些碎石分裂后可能地表沒有發生過大規模的形貌改造，甚至很可能Bennu 從主帶遷移到目前軌道的過程中都沒有顯著的表壤遷移，不過石塊斷裂的機制復雜且不確定性大，目前還無法用其來估計Bennu 的絕對表面年齡。多個證據表明Bennu 表面應該還分布有直徑更小的表壤顆粒（如mm 級以下），但受限于目前的探測精度而還無法予以證實[29]。

目前已經在Bennu 表面證認了12個明顯的撞擊坑以及40多個可能的撞擊坑，它們的直徑在10～150 m 之間。有幾個比較大的撞擊坑分布在Bennu 的赤道隆起區，說明這些區域的表面年齡可能比較古老，其中最大的直徑達(157±11)m。對其中4個較大撞擊坑的幾何測量發現其平均的深度直徑比為0.13±0.04，與Eros、Lutetia、Vesta 和Mathilde的結果接近，但比Itokawa 的值（約0.1）要大。利用直徑大于50 m 的撞擊坑直徑-頻率分布以及小行星主帶的碰撞概率關系可以估算出這些撞擊坑年齡在1 億年到10億年之間。考慮到一些大的撞擊坑恰好位于赤道隆起處，有學者猜測Bennu 上的赤道隆起形成的時間要早于撞擊坑的形成，甚至可能是Bennu 表面最古老的地質結構。不過由于小行星表面物質參數的不確定性很大，這樣計算出來的表面年齡也存在很大誤差，還需要通過研究從Bennu 采樣返回的物質來給出更確定的結果。與Eros和Itokawa 相似，Bennu 表面直徑較小（10～50 m 之間）的撞擊坑數目也少于預期，這可能是由于更大撞擊坑引起的地震抹去了更小的撞擊坑，或者類似Itokawa 表面碎石的“盔甲效應”降低了小撞擊坑的形成數量。

此外，Bennu 上也發現了一些溝槽或陡坡的線性結構，且分別具有不同的朝向，最長的一條溝槽從極區延伸到了赤道，寬10～15 m，深(3±1)m。其他溝槽也有類似的寬深比，長度為幾十m 到幾百m。赤道附近最大撞擊坑內還發現有厚達5 m 的沉積物，這說明坑緣上的物質經歷過滑坡，減小了坑的深度并降低了坑緣高度。這可能是由于比較大的撞擊事件造成的，不過考慮到Bennu 的表面年齡，這種事件發生的頻率應該不高，或者即使發生了其影響也比較局限于一個小范圍內。OSIRIS-REx 對Bennu 小行星的探測還在繼續中，預計將在2020年7月執行采樣任務，并最終于2023年9月攜樣品回到地球。

2.6 486958 2014 MU69

與前面介紹的幾顆小行星不同，2014 MU69（以下簡稱MU69）是一顆位于外太陽系的柯伊伯帶天體。事實上，更確切地說，MU69屬于一顆冷經典柯伊伯帶天體（CCKBO），“冷”的意思是這類天體的軌道較圓，傾角較低，所受其他大天體的引力攝動較小，自從形成后的軌道動力學演化程度較低，因此較好地保留了早期太陽系的信息。美國的New Horizons探測器于2019年1月1日以3538 km的距離和14.4 km/s的速度飛越了MU69，是人類首次以如此近的距離觀察這類小天體。New Horizons在飛越過程中利用7個載荷對MU69開展了探測研究，獲取了大量數據。圖像（圖8）表明MU69具有非常明顯的接觸雙小行星結構，而且接觸點附近（“脖子”區域）沒有發現斷裂、擠壓或變形等地質特征，這些證據使人推測該形狀結構應該是在一個“溫和”的動力學環境下形成的，例如可能是由相互繞轉的雙小行星以非常緩慢的速度相互靠近接觸形成的，但不清楚什么樣的機制能夠將其角動量耗散掉。MU69的自轉周期為(15.92±0.02)h，其“身”部和“頭”部分別被命名為Ultima 和Thule，Ultima呈很扁的透鏡狀，大小為22 km×20 km×7 km，Thule 則更接近于球體一些，大小為14 km×14 km×10 km，MU69整體為35 km×20 km×10 km。觀測上沒有發現MU69 的衛星，因此無法給出其密度和孔隙率信息[30]。不過如果假設“頭”和“身”之間不存在拉應力，那么可以給出MU69的平均密度下限為0.28 g/cm3。

圖8 2014 MU69的(a)形貌特征和命名以及(b)紅藍立體圖（數據來源：NASA）Fig.8 Theterrains and names,and the red-cyan stereographic anaglyph of 2014 MU69(data from NASA)

MU69在V 波段的整體反照率為0.165±0.01（與其他典型的CCKBOs的值類似），最亮的區域在“脖子”附近以及Thule表面“Maryland”撞擊坑內的2個明亮斑塊（見圖8(a)）。盡管在可見光波段上MU69的反照率隨區域存在變化，但在紅色波段上反照率較為均勻，這種顏色很可能反映的是冰和有機分子在紫外線和宇宙射線作用下留下的難揮發殘留物。MU69表面有許多清晰的地形單元，但撞擊坑較少，這說明柯伊伯帶區域的天體碰撞概率相對較低。

MU69表面較亮的區域可依形態分為3類，包括直徑幾km 到幾十m（精度極限）且數目隨直徑減小而增多的近圓形斑點，曲線和準線性結構以及更大片的斑塊?，F在還不清楚這些地形的起源，以及這3類地形之間的區別。不過觀測發現這些區域中有許多分布在地勢低洼處，如“脖子區域”、“Maryland”撞擊坑內、凹坑或溝槽內的平地，斜坡的基底或者坡度變化的區域。因此一種猜測認為這些明亮的細顆粒物質是通過下坡向運動而落到這些區域的，不過也無法排除其他的一些解釋，例如成分差異、熱效應、太空風化以及揮發物冷凝結?？紤]到彗星67P/Churyumov-Gerasimenko的密度為(0.533±0.006)g/cm3，可假設MU69的密度為0.5 g/cm3，在考慮引力和離心力后，可發現MU69表面除了“脖子”區域外的坡度都小于35°，因此“脖子”處的物質可能需要存在除了摩擦力之外的其他力（如黏聚力）才能保證結構穩定。

MU69表面的撞擊坑較少，比較明顯的是直徑約7 km 的“Maryland”撞擊坑（見圖8(a)）。立體相機的觀測結果表明“Maryland”坑的深度＜2 km，2個邊界清晰的直徑1 km 左右的撞擊坑分布在“Maryland”坑緣上。而“Maryland”右邊靠近“脖子”處分布有4條溝槽。此外，MU69的其他地方也發現了很多直徑1 km 左右的小凹坑，研究認為一些圓形和具有清晰坑緣的凹坑是撞擊坑，但一些大小類似的坑鏈可能與其內部地質活動有關，也有猜測認為一些凹坑可能與揮發物揮發或者氣體噴發有關。

基于Ultima 表面的反照率差異，有學者將其分隔為8塊地質單元，其中中間的一塊由一個明顯的亮環帶與其他區域做區分。這8個區域的大小和反照率類似，因此關于MU69的形成也有一種觀點認為，在太陽系早期，星子首先聚集形成了這8個單元，然后各單元相互間在自引力作用下吸積形成了Ultima。但需要良好的條件才能使得這8個單元能緊密地結合在一起，而且需要解釋為什么Thule表面沒有出現類似Ultima 的分隔現象。由于探測數據回傳速度較慢，目前還沒有獲得飛越過程中的完整數據，預期需要等到2020年中期才能將飛越過程中的探測數據全部傳輸完畢，屆時將可通過更詳細的信息來推斷MU69的形成機制。

3 小行星表面環境的演化

以上幾顆小行星的空間探測結果已經直接或間接地表明，小行星的地形地貌在形成之后并非是一成不變的，而可能隨著時間推移發生變化。根據這些變化完成所需的時間（不考慮小行星本身可能存在的活動性），這些形貌改造機制可區分為瞬時機制和長期機制。

3.1 瞬時改造機制

小行星表面形貌改造的瞬時機制包括撞擊和潮汐效應。

3.1.1 撞擊事件

撞擊事件是最重要的瞬時改造機制，這類事件主要發生在主小行星帶，一些近地小行星表面的撞擊坑可能就是當它們位于主帶時產生的。撞擊事件帶來的直接后果是在小行星表面產生撞擊坑，而且如果小行星的引力足夠強，從坑內拋出的物質可能落回到小行星上。不過從我們的探測結果來看，幾百m 級的Itokawa、Ryugu 和Bennu和幾km 級的Toutatis表面的碎石都大部分與撞擊坑無關，而且數值模擬和高速撞擊試驗也證實了撞擊濺射物難以被小行星的弱引力場所束縛。值得注意的是，撞擊事件所引發的地震可能會使得小行星表面坡度較大的區域發生滑坡，且撞擊坑內緣上的滑坡會導致坑底抬高而坑緣高度減小，從而影響對撞擊坑年齡的判斷。另外我們還注意到，對于本身表面分布有大量碎石的小行星，這些碎石可能會阻礙撞擊坑的形成，即所謂的“盔甲效應”，這對于利用撞擊坑來推斷小行星表面年齡的研究也是一個障礙[31]。

3.1.2潮汐效應

對小行星光譜觀測和軌道數值模擬的研究還表明，當小行星近距離飛越大行星時，潮汐效應可能會重塑小行星的表面形貌，甚至改變小行星的光學特性。不過這種機制主要發生于近地小行星上，例如有研究認為，所有觀測到的Q型近地小行星在過去的50萬年內都曾經近距離飛越過地球。最近的一個研究認為，火衛一軌道偏心率引起的近星點變化會改變火衛一的動力學環境，從而導致火衛一表面物質的運動。而雙小行星之間的潮汐效應是否也可能存在類似的機制從而改變衛星或主星的表面形貌現在尚不清楚。

3.2 長期改造機制

長期的小行星形貌改造機制包括自轉加速/減速、太空風化、熱疲勞和靜電懸浮。

3.2.1 YORP效應

由于小行星本身非對稱的地形地貌和反照率，使得從小行星表面反射和自發熱輻射的光子呈現非對稱性，從而給小行星本身帶來一個反向凈力矩，該力矩會使得小行星自轉周期和自轉軸指向產生長期變化。對于一個本身處于極限平衡狀態的小行星（顆粒間摩擦力、黏聚力、引力和離心力恰好處于平衡狀態），自轉周期的變化會導致離心力的改變，并最終打破平衡狀態，使得小行星表面部分區域發生滑坡或表壤遷移，在一定情況下甚至可能形成雙小行星[32-34]。

3.2.2太空風化

對于沒有大氣層保護的小行星，太陽高速等離子體帶電粒子流（即太陽風）的轟擊、微隕星的高速撞擊以及宇宙射線的照射，會改變小行星表層的物理和光學性質。目前，學者們已對月球、S型和V 型小行星的太空風化效應開展了廣泛研究，也正在拓展到其他類型的小行星上。由于小行星表層物質的遷移改造會將更新鮮的未被太空風化影響的表壤物質裸露出來，從而可以通過研究不同區域物質的光學特性來推演小行星表層物質的遷移。

3.2.3熱疲勞

傳統上認為小行星表壤的形成是由于撞擊坑內拋出的濺射物以及微隕星的撞擊，但最近發現熱疲勞也是產生小行星表壤的一種重要機制。小行星表面的碎石在小行星自身的周日自轉中不斷發生冷熱交替，石塊內部存在溫差，從而產生熱應力。而地面隕石樣品的試驗研究表明，模擬產生的周日溫度冷熱循環引起的熱應力會導致樣品內裂紋的增加，從而使其發生碎裂，而且該機制對cm 級以上顆粒的影響作用要高于微隕星撞擊。熱應力會導致小行星表壤的不斷翻新，并改變其光學特性，可用于解釋低近日距C類小行星的缺失[35]。

3.2.4靜電懸浮

Apollo飛船對月球表面的探測發現在晨昏線上月表存在懸浮的塵埃，并推測該現象與晨昏線處的電場和塵埃充電效應有關。然而，小行星表面是否也存在懸浮塵埃仍然不太清楚，盡管從理論上看塵埃顆?？隙ㄊ鞘艿诫妶隽Φ模涸谛⌒行潜砻嫔系娜我庖稽c，一方面太陽風能帶來電流，另一方面光電效應會導致電流逃逸，這兩者之間的平衡決定了該處的累積電荷數。NEAR 探測器觀察到Eros小行星表面的一些低洼區域分布有平整細小的塵埃堆積物（塵埃“池塘”），一種解釋認為靜電懸浮會把更細小的塵埃顆粒從表壤中篩分出來，并和重力等一起作用后將其遷移到低洼處；另外，最近的理論研究和實驗研究表明黏聚力也會對靜電懸浮作用產生影響，而對于引力非常微弱的小行星，懸浮塵埃甚至可能會在太陽光壓的影響下從小行星表面逃離。但目前仍沒有直接證據可證實小行星表面塵埃顆粒是否會受到靜電力的作用[36-37]。

3.2.5 其他

此外，小行星本身的長期軌道遷移，包括木星、土星長期攝動和Yarkovsky 效應引起的半長徑和偏心率的長期變化（也包括近距離飛越大行星時較強烈的引力攝動），可能使得小行星從主帶遷移到近地小行星軌道，從而改變其動力學環境，如近地小行星軌道的碰撞概率更小，太陽熱輻射更大，經歷大行星潮汐效應可能性更大等，最終影響小行星表面環境的演化。

4 結束語

過去的研究實踐表明，對小行星表面形貌細節的了解和分析只能依靠深空探測任務獲取的探測數據。本文通過對433 Eros、25143 Itokawa、4179 Toutatis、162173 Ryugu、101955 Bennu 以及486958 2014 MU69這6顆小行星表面形貌細節的回顧和梳理，發現它們的形貌特征存在一些共性，例如：都存在撞擊坑，表面分布有大大小小形態各異的碎石，存在溝槽或山脊等線性結構，具有一定的坡度且坡度一般不大于35°。小行星的形貌隨時間也會發生變化，特別是在多顆小行星的撞擊坑內和斜坡處觀察到了表壤遷移的證據。

然而，除了小行星直徑、軌道分布、成分、形狀、自轉參數等的差別，我們觀察到其存在不同的形貌特征。例如：Eros、Toutatis和2014 MU69表面地形的粗糙程度就顯著低于其他3顆小行星（當然，這也可能是因為前三者的探測數據精度還不夠高）；Eros的密度顯著高于Itokawa、Ryugu 和Bennu，因此其內部結構與后三者很可能不同，從而可以解釋Eros表面奇怪的方形撞擊坑和一些大尺度的線性結構；Itokawa 表面碎石分布與地勢存在較為明顯的相關性，這使得許多學者對表壤遷移行為開展了研究；Ryugu 和Bennu 都是陀螺形狀，赤道附近都有隆起的結構，但Ryugu 的隆起更為尖銳而Bennu的更為平緩，且Bennu 的赤道隆起在經度上存在一個近似90°的周期起伏；Itokawa、Toutatis和2014 MU69從形狀上看都是接觸雙小行星，但“脖子”的顯著程度各不相同，相比之下2014 MU69最為顯著，Itokawa 最不顯著；相比于其他小行星，2014 MU69的一大特點是表面存在一些反照率明顯較高的區域。總之，不同小行星的形貌特征與其自身獨特的形成歷史有關，因此并不存在一個統一的模型來解釋和預測小行星的形成演化。

我國將于2024年對一顆快自轉近地小行星469219 Kamo’oalewa 和主帶彗星（或活動小行星）133P/Elst-Pizarro分別開展采樣返回和繞飛探測。Kamo’oalewa 的自轉周期只有約28 min，直徑約50 m，133P是一顆存在活動性的小行星，這2類小行星都是人類之前沒有探測過的，因此它們很可能具有完全不同的表面環境、內部結構和形成演化機制等待我們去揭示。