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小行星

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Vesta in natural color.jpgRosetta triumphs at asteroid Lutetia.jpg
PIA21597 - New Radar Images of Asteroid 2014 JO25 (cropped).gifRadar images of 2004 BL86 and its moon 2.gif
Properties of regolith on Eros.jpgComet Wild 2 visited by Stardust probe
常见的小行星类型与表面特征(由左而右):

小行星希腊语Αστεροειδής,英语:Asteroid)为微型行星的一种。以太阳系而言,小行星属于太阳系小天体(SSSB),和行星一样环绕太阳运动,但体积和质量比行星小得多。广义的小行星大小介于流星体矮行星之间,直径可从数米至1,000公里不等,包括在这个尺寸下太阳系里非彗星的所有小天体。但大部分的小行星都分布于内太阳系,加上外太阳系小天体(如半人马群海王星外天体)的物理特性和内太阳系小天体有所差异,因此“小行星”一词更常被用于专指内太阳系非彗星的小天体。

小行星一般被认为是由太阳系形成时期微行星演变而来,是至今发现数量最多的太阳系天体,至2018年底为止,太阳系内共已有约78.9万颗小行星被确认(包含外太阳系小天体),其中约66%已有正式编号[1],但这很可能仍仅是所有小行星中的一小部分。受到2000年代以后观测技术进步以及观测任务渐多的影响,已发现的小行星数量每天都在持续增长,如今每个月都能有多达数千颗新的小行星被发现。

尽管至今已发现了数量相当庞大的小行星,当中只有极少数的直径大于100公里。到1990年代为止最大的小行星是谷神星,但近年在柯伊伯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公里,2002年发现的夸欧尔(Quaoar)直径为1280公里,2004年发现的厄耳枯斯的直径甚至可能达到1800公里。2003年发现的塞德娜(小行星90377)位于柯伊伯带以外,其直径约为1500公里。不过也有天文学家认为以上这些天体可能都属于矮行星

根据估计,小行星的数目应该有数百万,详见小行星列表,而最大型的小行星现在开始重新分类,被定义为矮行星

小行星研究的历史[编辑]

由左至右:灶神星(小行星4)、谷神星矮行星)、月球

1760年有人猜测太阳系内的行星离太阳的距离构成一个简单的数位系列。按这个系列在火星木星之间有一个空隙,这两颗行星之间也应该有一颗行星。18世纪末有许多人开始寻找这颗未被发现的行星。著名的提丢斯-波得定则就是其中一例。当时欧洲的天文学家们组织了世界上第一次国际性的科研专案,在哥达天文台的领导下全天被分为24个区,欧洲的天文学家们有系统地在这24个区内搜索这颗被称为“幽灵”的行星。但这个专案没有任何成果。

1801年1月1日晚上,朱塞普·皮亚齐西西里岛巴勒莫的天文台内在金牛座里发现了一颗在星图上找不到的星。皮亚齐本人并没有参加寻找“幽灵”的项目,但他听说了这个项目,他怀疑他找到了“幽灵”,因此他在此后数日内继续观察这颗星。他将他的发现报告给哥达天文台,但一开始他称他找到了一颗彗星。此后皮亚齐生病了,无法继续他的观察。而他的发现报告用了很长时间才到达哥达,此时那颗星已经向太阳方向运动,无法再被找到了。

高斯此时发明了一种计算行星和彗星轨道的方法,用这种方法只需要几个位置点就可以计算出一颗天体的轨道。高斯读了皮亚齐的发现后就将这颗天体的位置计算出来送往哥达。奥伯斯于1801年12月31日晚重新发现了这颗星。后来它获得了谷神星这个名字。1802年奥伯斯又发现了另一颗天体,他将它命名为智神星。1803年婚神星,1807年灶神星被发现。一直到1845年第五颗小行星义神星才被发现,但此后许多小行星被很快地发现了。到1890年为止已有约300颗已知的小行星了。

1890年摄影术进入天文学,为天文学的发展给予了巨大的推动。此前要发现一颗小行星天文学家必须长时间记录每颗可疑的星的位置,比较它们与周围星位置之间的变化。但在摄影底片上一颗相对于恒星运动的小行星在底片上拉出一条线,很容易就可以被确定。而且随着底片的感光度的增强它们很快就比人眼要灵敏,即使比较暗的小行星也可以被发现。摄影术的引入使得被发现的小行星的数量增长巨大。1990年CCD摄影的技术被引入,加上电脑分析电子摄影的技术的完善使得更多的小行星在很短的时间里被发现。今天已知的小行星的数量约达70万。

一颗小行星的轨道被确定后,天文学家可以根据对它的亮度反照率的分析来估计它的大小。为了分析一颗小行星的反照率一般天文学家既使用可见光也使用红外线的测量。但这个方法还是比较不可靠的,因为每颗小行星的表面结构和成分都可能不同,因此对反照率的分析的错误往往比较大。

比较精确的资料可以使用雷达观测来取得。天文学家使用射电望远镜作为高功率的发生器向小行星投射强无线电波。通过测量反射波到达的速度可以计算出小行星的距离。对其他资料(衍射资料)的分析可以推导出小行星的形状和大小。此外,观测小行星掩星也可以比较精确地推算小行星的大小。

现在也已经有一系列无人航天器在一些小行星的附近对它们进行过研究,这些探测任务的成就包括:

小行星的命名[编辑]

小行星的名字由两个部分组成:前面是一个永久编号,后面是一个名字。每颗被证实的小行星先会获得一个永久编号,发现者可以为这颗小行星建议一个名字。这个名字要由国际天文联合会批准才被正式采纳,原因是因为小行星的命名有一定的常规。因此有些小行星没有名字,尤其是在永久编号在上万的小行星。假如小行星的轨道可以足够精确地被确定后,那么它的发现就算是被证实了。在此之前,它会有一个临时编号,是由它的发现年份和两个字母组成,比如2004 DW。

皮亚齐于1801年在西西里岛发现第一颗小行星是,他将这颗星起名为谷神·费迪南星。前一部分是以西西里岛的保护神谷神命名的,后一部分是以那波利国王费迪南四世命名的。但各国学者们对此不满意,因此将第二部分去掉了,所以第一颗小行星的正式名称是小行星1号谷神星。

此后发现的小行星都是按这个传统以罗马或希腊的神来命名的,如智神星灶神星义神星等。并且约定命名权归发现者,而且必须使用女性神的名字[2]

但随着越来越多的小行星被发现,最后古典神话的名字都用光了。因此后来的小行星以发现者夫人的名字、历史人物或其他重要人物、城市、地点、童话人物名字或其他神话里的神来命名。直到20世纪初,才废除采用女性化名称的命名方式[2]。比如216 艳后星是依据埃及女王克娄巴特拉七世命名的,2001爱因斯坦是以阿尔伯特·爱因斯坦命名的,17744福斯特是依据女演员茱蒂·福斯特命名的,小行星1773是按格林童话中的一个侏儒命名的,145523鹿林是以中央大学台湾鹿林山的发现地点鹿林天文台为名等。截至2015年10月27日,具有轨道数据的小行星共1,266,470颗,获永久编号的小行星共450,133颗,已命名的小行星共19,513颗[3]

对于一些编号是1000的倍数的小行星,习惯上以特别重要的人、物来命名(但常有例外)。例如:

编号为1000的倍数的已命名小行星
编号 命名来源
小行星1000 皮亚齐
小行星2000 赫歇尔
小行星3000 达芬奇
小行星4000 喜帕恰斯
小行星5000 国际天文联合会
小行星6000 联合国
小行星7000 居里
小行星8000 牛顿
小行星9000 HAL(例外)
小行星10000 Myriostos(例外)
小行星15000 CCD
小行星17000 Medvedev(例外)
小行星20000 伐楼拿
小行星21000 百科全书
小行星24000 Patrickdufour
小行星25000 天体测量
小行星31000 Rockchic
小行星33000 陈健生
小行星50000 夸欧尔
小行星56000 美索不达米亚
小行星59000 北馆
小行星60000 Miminko
小行星71000 Hughdowns(例外)
小行星100000 Astronautica

由于永久编号已超过100,000,一些原来应付5位编号的程式便无法支援,因此出现了一些在万位元采用英文字母的编号表示方法,即A=10、B=11……Z=35;a=36……z=61,在此安排下,619,999号以下的小行星仍然可以用5位表示。

小行星的来源[编辑]

伽利略号于1993年拍摄到的艾女星与其卫星

一开始天文学家以为小行星是一颗在火星木星之间的行星(法厄同星)破裂而成的,但小行星带内的所有小行星的全部质量比月球的质量还要小。今天天文学家认为小行星是太阳系形成过程中没有形成行星的残留物质。木星在太阳系形成时的质量增长最快,它防止在今天小行星带地区另一颗行星的形成。小行星带地区的小行星的轨道受到木星的干扰,它们不断碰撞和破碎。其他的物质被逐出它们的轨道与其他行星相撞。大的小行星在形成后由于放射性同位素26Al(和可能的放射性同位素60Fe)的衰变而变热。重的元素如和铁在这种情况下向小行星的内部下沉,轻的元素如则上浮。这样一来就造成了小行星内部物质的分离。在此后的碰撞和破裂后所产生的新的小行星的构成因此也不同。有些这些碎片后来落到地球上成为陨石

小行星的构成[编辑]

通过光谱分析所得到的资料可以证明小行星的表面组成很不一样。按其光谱的特性小行星被分几类:

  • C-型小行星:这种小行星占所有小行星的75%,因此是数量最多的小行星。C-型小行星的表面含,反照率非常低,只有0.05左右。一般认为C-型小行星的构成与碳质球粒陨石(一种石陨石)的构成一样。一般C-型小行星多分布于小行星带的外层。
  • S-型小行星:这种小行星占所有小行星的17%,是数量第二多的小行星。S-型小行星一般分布于小行星带的内层。S-型小行星的反照率比较高,在0.15到0.25之间。它们的构成与普通球粒陨石类似。这类陨石一般由硅化物组成。
  • M-型小行星:剩下的小行星中大多数属于这一类。这些小行星可能是过去比较大的小行星的金属核。它们的反照率与S-型小行星的类似。它们的构成可能与镍-铁陨石类似。
  • E-型小行星:这类小行星的表面主要由顽火辉石构成,它们的反照率比较高,一般在0.4以上。它们的构成可能与顽火辉石球粒陨石(另一类石陨石)相似。
  • V-型小行星:这类非常稀有的小行星的组成与S-型小行星差不多,唯一的不同是它们含有比较多的辉石。天文学家怀疑这类小行星是从灶神星的上层硅化物中分离出来的。灶神星的表面有一个非常大的环形山,可能在它形成的过程中V-型小行星诞生了。地球上偶尔会找到一种十分罕见的石陨石,HED-非球粒陨石,它们的组成可能与V-型小行星相似,它们可能也来自灶神星。
  • G-型小行星:它们可以被看做是C-型小行星的一种。它们的光谱非常类似,但在紫外线部分G-型小行星有不同的吸收线。
  • B-型小行星:它们与C-型小行星和G-型小行星相似,但紫外线的光谱不同。
  • F-型小行星:也是C-型小行星的一种。它们在紫外线部分的光谱不同,而且缺乏的吸收线。
  • P-型小行星:这类小行星的反照率非常低,而且其光谱主要在红色部分。它们可能是由含碳的硅化物组成的。它们一般分布在小行星带的极外层。
  • D-型小行星:这类小行星与P-型小行星类似,反照率非常低,光谱偏红。
  • R-型小行星:这类小行星与V-型小行星类似,它们的光谱说明它们含较多的辉石和橄榄石
  • A-型小行星:这类小行星含很多橄榄石,它们,主要分布在小行星带的内层。
  • T-型小行星:这类小行星也分布在小行星带的内层。它们的光谱比较红暗,但与P-型小行星和R-型小行星不同。

过去人们以为小行星是一整块完整单一的石头,但小行星的密度比石头低,而且它们表面上巨大的环形山说明比较大的小行星的组织比较松散。它们更象由重力组合在一起的巨大的碎石堆。这样松散的物体在大的撞击下不会碎裂,而可以将撞击的能量吸收过来。完整单一的物体在大的撞击下会被冲击波击碎。此外大的小行星的自转速度很慢。假如它们的自转速度高的话,它们可能会被离心力解体。今天天文学家一般认为大于200米的小行星主要是由这样的碎石堆组成的。而部分较小的碎片更成为一些小行星的卫星,例如:小行星87便拥有两颗卫星。

小行星的轨道与近地小行星[编辑]

主小行星带的小行星[编辑]

约90%已知的小行星位于主小行星带中;主小行星带是界于火星与木星之间,一个相当宽广的地带。谷神星智神星等首先被发现的小行星都是主小行星带内的小行星。

火星轨道内的小行星[编辑]

火星轨道内的小行星总的来说分三群:

  • 阿莫尔型小行星群:这一类小行星穿越火星轨道并来到地球轨道附近。其代表性的小行星是1898年发现的爱神星,这颗小行星可以到达离地球0.15天文单位的距离。1900年和1931年爱神星来到地球附近时天文学家用这个机会来确定太阳系的大小。1911年发现的小行星719后来又失踪了,一直到2000年它才重新被发现。这个小行星组以小行星1221阿莫尔命名,其轨道离太阳1.08到2.76天文单位,这是这个群相当典型的一个轨道。
  • 阿波罗型小行星群:这个小行星群的小行星的轨道位于火星和地球之间。这个组中一些小行星的轨道离心率非常高,它们的近日点一直到达金星轨道内。这个群典型的小行星轨道有1932年发现的小行星1862阿波罗,它的轨道在0.65到2.29天文单位之间。小行星69230曾在仅仅1.5月球距离处飞略地球。
  • 阿登型小行星群:这个群的小行星轨道一般在地球轨道以内。该群以1976年发现的小行星2062阿登命名。这类小行星的离心率比较高,它们有时从地球轨道内与地球轨道向交。

这些小行星都统称为近地小行星。近年人们对这些小行星的研究加深了,因为它们理论上是有可能与地球相撞的。比较有成绩的计划包括林肯近地小行星研究小组(LINEAR)、近地小行星追踪(NEAT)和罗威尔天文台近地天体搜索计划(LONEOS)等。

在其他行星的轨道上运行的小行星[编辑]

在其他行星轨道的拉格朗日点上运行的小行星被称为特洛伊小行星。最早被发现的特洛伊小行星是在木星轨道上的小行星,它们中有些在木星前,有些在木星后运行。有代表性的木星特洛伊小行星有小行星588小行星1172。1990年第一颗火星特洛伊小行星小行星5261被发现,此后还有其他四颗火星特洛伊小行星被发现。

土星和天王星之间的小行星[编辑]

土星天王星之间的小行星有一群被称为半人马小行星群的小行星,它们的偏心率都相当大。最早被发现的半人马小行星群的小行星是小行星2060。估计这些小行星是从柯伊伯带中受到其他大行星的引力干扰而落入一个不稳定的轨道中的。

柯伊伯带的小行星[编辑]

海王星以外的小行星属于柯伊伯带,

水星轨道内的小行星[编辑]

虽然一直有人猜测水星轨道内也有一个小行星群,但至今为止这个猜测未能被证实。

小行星的探测[编辑]

在进入太空旅行的年代之前,小行星即使在最大的望远镜下也只是一个针尖大小的光点,因此它们的形状和地形仍然是未知的奥秘[4]

第一次获得小行星的特写镜头是1971年水手9号拍摄到的傅博斯戴摩斯照片,这两个小天体虽然都是火星的卫星,但可能都是被火星捕获的小行星。这些图像显示出多数的小行星不规则、像马铃薯的形状。之后的旅行者计划计划从气体巨星获得了更多小卫星的影像。

盖斯普拉是第一个被拍摄到特写镜头的小行星。

前往木星的航天器伽利略号在1991年飞掠过951盖斯普拉 Gaspra),拍摄下第一张真正小行星特写镜头,然后是1993年的243艾女星和卫星载克太 Dactyl)。

会合-舒梅克号是第一个专门探测小行星的太空计划,他在前往433爱神星的途中,于1997年拍摄了253玛秀德 Mathilde),在完成了轨道环绕探测之后,在2001年成功的降落在爱神星上。

曾经被航天器在其他目的地航程中简略拜访过的小行星还有布雷尔 Braille,深空1号于1999年)和安妮法兰克 Annefrank星尘号于2002年)。

日本的航天器隼鸟号在2005年9月抵达25143系川做了详细的探测,并成功取得样品返回地球。隼鸟号的任务曾遭遇到一些困难,包括三个动量轮坏了两个,使他很难维持对向太阳的方向来收集太阳能。这是人类第一次对地球有威胁性的小行星进行物质搜集的研究。

接下来的小行星探测计划是欧洲空间局罗塞塔号(已于2004年发射升空),并在2008年和2010年分别探测史坦斯鲁特西亚

美国宇航局在2007年发射黎明号航天器,它在2011至2015年间环绕谷神星灶神星,还可能延长任务去探测智神星

中国国家航天局嫦娥二号在探测完月球日地拉格朗日L2点后,于2012年12月成功飞掠探测4179图塔蒂斯,最近飞越距离仅有3.2km,飞越时速高达10.73公里/秒,成功获得了高达5m分辨率的拍摄图像,这些都创造了飞掠型小行星探测任务的新纪录。

2018年9月22日,日本宇宙航空研究开发机构宣布隼鸟2号放出的两台探测机器人21日下午在小行星龙宫表面成功着陆,探测机器人开始在小行星表面移动展开探测并传回影像,为人造机器人首次在小行星上成功移动。[5]

小行星已经被建议作为未来的地球资源来使用,作为罕见原料的采矿场,或是太空休憩站的修建材料。从地球发射是很笨重和昂贵的材料,未来或许能直接从设在小行星上的太空工厂直接制造和开采。但是根据在德雷克方程式基础上发展出的一个Elvis方程式的估算结果,太阳系内可能只有10颗小行星拥有开采价值的铂族金属[6]

较大小行星:已列入和即将列入矮行星[编辑]

矮行星与候选矮行星(直径大于800公里)[编辑]
天体 英文名 编号 半径
(公里)
质量
(1021千克)
平均轨道半径
(天文单位)
分类
柯伊伯带包括冥族小天体、
QB1天体、其它共振天体
谷神星 Ceres 1 475±2 0.94 2.77 小行星带
冥王星 Pluto 134340 1185±10 13.05 39.26 冥族小天体
阋神星 Eris 136199 1163±6 16.7 67.67 离散盘
鸟神星 Makemake 136472 715±7 3 45.79 QB1天体
妊神星 Haumea 136108 620±30[7] 4.01 43.13 其它共振天体
共工星 Gonggong 225088 640±105[8] 2 67.21 离散盘
冥卫一 Charon Pluto I 604±2 1.52 39.26 冥族小天体卫星
创神星 Quaoar 50000 555±3 1.4 43.58 QB1天体
赛德娜 Sedna 90377 498±40[9] 0.8 518.57 离散盘或内奥尔特云
2002 MS4 307261 470±30 0.7 41.93 QB1天体离散盘
亡神星 Orcus 90482 460±10 0.64 39.17 冥族小天体
潫神星 Salacia 120347 430±20 0.45 42.19 QB1天体离散盘

注释[编辑]

  1. ^ Latest Published Data. Minor Planet Center. International Astronomical Union. [January 4, 2019]. 
  2. ^ 2.0 2.1 李竞. 小行星世界中的古典音乐. 中国科技术语. 2018, 20 (3): 66–75 [2018-09-21]. doi:10.3969/j.issn.1673-8578.2018.03.015. 
  3. ^ MPC Archive Statistics. 小行星中心. 2015年10月29日 [2013年2月9日] (英语). 
  4. ^ Asteroid and Comet Spacecraft Missions
  5. ^ 存档副本. [2018-09-22]. (原始内容存档于2018-09-22). 
  6. ^ Elvis, Martin. How Many Ore-Bearing Asteroids?. Planetary and Space Science. 2013-12-01. doi:10.1016/j.pss.2013.11.008. 
  7. ^ Fornasier et al. (2013)
  8. ^ Santos-Sanz, P., Lellouch, E., Fornasier, S., Kiss, C., Pal, A., Müller, T. G., Vilenius, E., Stansberry, J., Mommert, M., Delsanti, A., Mueller, M., Peixinho, N., Henry, F., Ortiz, J. L., Thirouin, A., Protopapa, S., Duffard, R., Szalai, N., Lim, T., Ejeta, C., Hartogh, P., Harris, A. W., & Rengel, M. (2012). “TNOs are Cool”: A Survey of the Transneptunian Region IV - Size/albedo characterization of 15 scattered disk and detached objects observed with Herschel Space Observatory-PACS
  9. ^ Pál, A.; Kiss, C.; Müller, T. G.; Santos-Sanz, P.; Vilenius, E.; Szalai, N.; Mommert, M.; Lellouch, E.; Rengel, M.; Hartogh, P.; Protopapa, S.; Stansberry, J.; Ortiz, J.-L.; Duffard, R.; Thirouin, A.; Henry, F.; Delsanti, A. “TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region. Astronomy & Astrophysics (EDP Sciences). 2012, 541: L6. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201218874. 

参考资料[编辑]

外部链接[编辑]