浅析太阳系小天体探测

浅析太阳系小天体探测（一）

霍卓玺

（钱学森空间技术实验室空间技术与应用础研究部，北京100094）

1引言

近年来，太阳系小天体探测日益成为航天、天文以及行星科学等领域的热门议题。欧洲宇航局（ESA）“地平线2000”基石任务——罗塞塔号结束对彗星67P/丘留莫夫-格拉西缅科的研究结束不到一年，美国宇航局（NASA）即宣布近期将开展“露西”、“灵神”两个均针对太阳系小天体的深空探测任务。于此同时，日本宇航局（JAXA）开展的隼鸟2号任务即将着陆162173号小行星“龙宫”。

小天体探测任务不仅带来丰富的科学产出，刷新人类对小天体乃至太阳系的认识，也带动空间技术的发展，使得太空资源利用愈发具有现实意义。美国、卢森堡先后通过立法，支持本国企业和个人开采、利用及拥有太空资源。由包含中国航天局、ESA和NASA在内的14个航天局联合建立的国际空间探测协调小组（ISECG）发布的《全球空间探测路线图》指出，小天体等探测对象本身包含的资源对后续探测有重要意义，基于原位资源的推进等技术是未来的关键先进技术。

我国嫦娥2号探测器在扩展任务阶段，首次实现了对4179号小行星图塔蒂斯的交会探测，也是我国首次开展针对太阳系小天体的深空探测任务。2016年，国务院新闻办发布《2016 中国的航天》白皮书，提出我国在2020年左右开展小行星探测的任务深化论证和关键技术攻关。中国空间技术研究院、中国科学院等国内科研院所针对2020年至2030年之间分别提出小天体探测任务概念，开展关键技术研究与攻关，并逐渐形成、组建研究队伍。2018年1月17日，钱学森空间技术实验室联合意大利、德国等国天文学家成立小天体任务国际科学团队；1月18日，中科院空间中心与卢森堡签署共建深空探测研究实验室的合作备忘录。

在上述背景下，本文系统介绍天文及行星科学领域的太阳系形成和演化，从而将小天体的形成、演化及特性放在更大的图景中加以考虑；回顾国际上已经开展的太阳系小天体探测任务，并简要分析其发展动态；旨在及时对实验室开展小天体探测相关研究提供建议。

由于本篇文章篇幅较长，从本期开始，将分两期介绍。

2太阳系形成和演化过程

2.1太阳系基本现状

（1）太阳系物质分布

太阳系位于银河系猎户旋臂，距离银河系中心约26000光年。太阳是中心天体，估计占太阳系总质量的99.85%.，太阳系已知有八大行星。所谓行星，质量适中，即依靠自身引力达到流体力学平衡状态，呈球形，但又不足以实现热核聚变；并通过碰撞、散射等过程，清除附近区域。距离太阳最近的是水星、金星、地球、火星4颗类地行星（内太阳系行星），此后是木星、土星、天王星、海王星4颗巨行星（外太阳系行星）。火星和木星之间分布有小行星带。海王星距太阳平均约30AU（天文单位，即日地平均距离，1AU≈1.5亿千米、1AU≈1.58×10?5光年），是已知距离太阳最远的行星。轨道比海王星更远的太阳系天体被称为“海王星外天体”（Trans-Neptunian objects, TNO），包含柯伊伯带天体和黄道离散天体。除水星、金星外，剩余6颗行星都已发现有自己的天然卫星，例如地球的卫星月球，火星的卫星Phobos（火卫一）和Deimos（火卫二），木星和土星已知均有超过60颗天然卫星，等等。

太阳系小天体指太阳系内除行星、矮行星（依靠自身引力达到流体力学平衡状态，呈球形，未实现热核聚变，但没有清除附近区域）、天然卫星之外的天体，包括除矮行星（例如位于小行星带的谷神星）之外的所有小行星和彗星。已知小行星主要分布在火星和木星之间的小行星带、内太阳系（近地小行星）、木星等行星轨道L4/L5区域（“特洛伊”小行星）。

彗星原本指轨道偏心率大、在近日点附近出现云雾状气体和尘埃（被称为“慧发”）的太阳系小天体，包括短周期的木星族彗星（例如罗塞塔号任务探测目标67P/丘留莫夫-格拉西缅科）、哈雷类彗星（例如著名的哈雷彗星），以及长周期（或非周期）彗星。长周期彗星轨道偏心率接近甚至超过部分长周期彗星，在近日点附近，轨道偏心率超过1，因此局部呈抛物线轨道；然而远离太阳时，受巨行星引力扰动，轨道发生变化，并不会逃逸出太阳系。这类彗星可能来自比TNO 更远的“奥尔特云”（Oort Cloud）。如图1所示，所谓“奥尔特云”，是理论上距离太阳数千至数万天文单位的空间，内层呈“甜甜圈”形，外层呈球壳形，分布着冰态的“星子”（Planetesimal，形成原始行星的基本单元）。

图 1 奥尔特云分布示意图（图片来源：https://https://www.360docs.net/doc/3912030252.html,/catalog/PIA17046）小行星、彗星、太阳系小天体的定义很大程度上来源于过去通过天文观测认识到的现象，而非源自这些天体的内禀。因此，上述定义大多为描述性的，会随着观测的发展、认识的丰富而不断演变。例如，过去认为小行星轨道偏心率低且没有气体或尘埃喷出，彗星轨道偏心率高且具有气体、尘埃喷出（形成“慧发”等现象）。但随着观测资料的增加，人们发现有越来越多的小行星也能在近日点附近形成喷流或羽流，例如小行星带的“主带彗星”。

除了上述行星、矮行星、天然卫星、小行星、彗星之外，太阳系内的凝聚态物质还有流星体、微流星体以及宇宙尘。气态物质成分主要存在于类地行星大气层、气态巨行星。此外，来自太阳及太阳系外天体的高能粒子也存在于太阳系内。太阳释放出的高能粒子被称为“太阳风”。高能粒子成分由太阳风主导的区域被称为“日球层”（Heliosphere）。顾名思义，日球层顶（Heliopause）是日球层的边界，界面两侧的高能粒子分别由太阳风和星际高能粒子主导，界面处两者压强互相抵消。2013年，NASA宣布旅行者一号探测器已经于2012年8月25日飞越日球层（如图2所示），该探测器也完成了对星际等离子体的原位探测，旅行者一号飞越日球层时，距离太阳约121AU。

图 2 旅行者一号飞越日球层（图片来源于网络）

（2）太阳系物质间相互作用

引力是基本相互作用中的长程力，在天体间相互作用中扮演重要角色。从内太阳系到理论中存在的奥尔特云，在数万天文单位范围内，引力场由太阳主导。木星、土星等巨行星也对引力场有显著贡献。行星可以通过自身引力场，俘获飞掠的天体。

太阳引力场主导了太阳系行星轨道运动。行星引力以扰动的形式，影响太阳系天体动力学演化，包括小天体的轨道转移（例如彗星从柯伊伯带向内转移，小行星从主带向内太阳系转移）和特洛伊小天体轨道的形成。潮汐效应也源于引力。

太阳以电磁波形式辐射能量。通常说的阳光，正是太阳辐射电磁波中红外、可见及紫外波段部分。这部分光谱与5800K温度的黑体辐射谱接近，波长1微米左右，光谱辐照度最强。太阳的热辐射主导了太阳系大尺度温度梯度，并且是其它天体表面热平衡过程的主要外因。此外，还通过Yarkovsky效应和YORP效应影响天体（特别是小天体）的轨道、角动量。

太阳风与行星磁场、大气层及其表面相互作用。行星磁场能够偏转太阳风中的荷电粒子，使之围绕行星形成类似勺子形状的磁层，勺柄沿太阳风方向。没有磁场或者磁场很弱的行星，其大气层承接太阳风。此时太阳风主要体现对行星大气层的剥离作用。如果行星既没有磁场，又没有大气层（例如月球），那么太阳风高能粒子直接轰击其表面，表层土沉积太阳风高能粒子能量。

此外，太阳系小天体、流星体与其它天体之间还普遍存在碰撞。例如，1994年7月，苏梅克-列维9号彗星与木星相撞，该撞击事件事先被包括我国紫金山天文台学者在内的天文学家准确预测，因此，此次撞击事件引发全球范围内的观测、关注。此后，小天体撞击不仅成为热门研究领域，也日益受到公众关注，成为国际间航天领域合作议题之一。

（3）太阳系形成的初始条件

根据同位素纪年结果，太阳系最早的固体形成于距今45.67亿年前。尽管太阳是地球生命赖以生存的能量源泉，自古以来人类赋予太阳各种意义，但银河系估计存在上千亿颗恒星，太阳是其中一颗。从亮度、光谱等外在表现特征来说，太阳也并不特殊。太阳是一颗G类主序星，对这类恒星，目前已经有比较丰富的观测样本。因此，人们将太阳系形成及演化放在宇宙起源、恒星和星系形成、行星系统形成和演化这样的大背景下，既研究共性问题中的基础问题，也试图揭示太阳系乃至地球及地球生命的个性特征。

根据现有理论模型及观测结果，宇宙起源于距今138亿年前的一次“大爆炸”。大爆炸之后随即发生的过程，目前人们所知甚少。利用对撞机开展重核对撞实验，已经可以人工模拟大爆炸后夸克胶子等离子体中重子（例如质子、中子）的产生。正反重子湮灭后，产生大量轻子（例如电子、中微子）。正反轻子湮灭后，又产生大量光子。大爆炸核合成模型（Big Bang Nucleosynthesis，简称BBN）因成功预言宇宙中轻核（氘、氦3、氦和锂）丰度，与大量观测一致，因此获得广泛接

受，并为标准宇宙学和超越标准模型的新物理提供强有力的约束。该模型能够解释后续的物质产生和演变。

通过BBN理论预言的原初核合成过程，由大爆炸后产生的质子可以合成氘、氚、氦3、氦、锂等轻核。而比锂重的原子核，则需要恒星核反应合成。1939年，核物理学家Hans Bethe发表文章分析了主序星两种不同的核反应过程，也就是较小质量主序星（例如太阳或比太阳更轻的主序星）发生的质子-质子链反应（通过一系列反应，质子合成氦核，并释放能量），以及大质量主序星发生的碳-氮-氧循环（质子在碳、氮、氧催化下最终合成氦核，释放能量）。1967年上述工作获得诺贝尔物理学奖。此外，恒星通过进一步的核聚变，能够由轻核合成从碳一直到铁的元素。比铁更重的原子核，可通过质子俘获以及中子俘获过程合成。

太阳作为稳定核燃烧阶段的主序星，内部并不能达到点燃氦核聚变的条件，因此并不能合成比氦核更重的原子核。因此，结合上述条件，目前普遍认为太阳起源于上一代恒星星风或核爆（表现为突然变亮，因此历史上称为“新星”、“超新星”）后遗留的气体分子云，称为太阳星云。

（4）太阳星云、太阳系原恒星及原行星盘

通过射电波段天文观测，人们在银河系内发现了一氧化碳（CO）、氨气（NH3）、氰化氢（HCN）、一硫化碳（CS）等分子谱线密集成核的区域。利用可见光、近红外波段的观测，人们还在上述区域中观测到恒星形成过程。

一般来说，气体分子云温度越高，体积向外膨胀的趋势越强；质量越大，向内塌缩的趋势越强。除理想气体压强外，气体分子云的磁场、湍流、自转等因素也起到阻止向内塌缩的作用。因此，观测到的气体分子云能够在特定条件下处于平衡状态。

英国物理学家James Jeans爵士研究证明，在一定条件下，当气体分子云质量超过临界值时，综合各种因素的气压将无法继续阻止向内塌缩，系统达到不稳定状态。该临界质量称为Jeans质量，上述不稳定性称为Jeans不稳定性。Jeans 质量与气体温度、气体分子质量、气体密度均有关。

因此，外界扰动（例如星系引力场改变、邻近恒星星风、超新星爆发等）能够通过改变气体分子云的状态，进而触发其向内塌缩过程。塌缩发生后，局部形成塌缩核，打破均匀平衡状态，导致塌缩范围向外扩张。这样的过程被形象地称为“吸积”，是天体物理学中几乎无处不在的过程。吸积过程的典型配置为：中心致密天体质量大、半径小，周围环境物质在引力作用下向中心“掉落”，掉落过程中，引力势能减小，动能增加，系统角动量守恒。薄盘结构是吸积过程动力学的稳定解（如图3、图4所示）。质量主要分布在中心致密天体，角动量主要分布在吸积盘上。盘面垂直于系统角动量方向。系统中角动量方向偏离平均值的成分，最终落到盘面上，垂直于盘面的动量彼此抵消，能量耗散。

图 3 恒星吸积盘模型示意图（平行于盘面的侧视图）

图4 哈勃太空望远镜观测到的恒星吸积盘侧视图（图片来源：A. Shultz & S. Heap, NASA）另一方面，塌缩核温度越来越高（塌缩过程中引力势能转换为内能），当温度足够高时，核内压强足以对抗引力，塌缩核达到流体力学平衡状态，形成所谓“原恒星”。根据吸积速率计算，对于太阳质量（恒星质量单位，≈2×1030kg）的恒星，从气体分子云开始向内塌缩到形成原恒星大约需要一百万年。此时原恒星内部温度可达2000K，气体分子被分解为原子，原子进一步被电离。吸积过程使得周围气体分子进一步积累到原恒星，原恒星压强与温度进一步升高，直到点燃核聚变。质量小于0.08倍太阳质量的原恒星，无法达到足够的温度，因此无法点燃氢核聚变，而只能点燃氘核聚变。木星、土星的形成过程或许与原恒星类似，但它们的质量远未达到点燃核聚变的需求，因此只能形成气态巨行星。

原恒星点燃氢核聚变后，形成的星风将吹散自身以及吸积盘邻域的气体，从而结束吸积过程。

上述过程中的吸积盘称为“原行星盘”。原行星盘在温度梯度、磁场、引力场和粘滞效应共同作用下演化。温度在2000K以上时，物质状态与原恒星相似，不能形成稳定的化合物。随着温度逐渐降低，不同性质的化合物陆续形成并凝聚。稀土元素、铝/钙/钛的氧化物在1700K左右凝聚。铁、镍在1400K左右形成合金，同时橄榄石（Mg2SiO4）、顽辉石（MgSiO3）等硅酸镁形成。冷却到500K左右时，水开始加入化学反应。随着温度进一步降低，水凝固成水冰。60K左右，一氧化碳、氮气与水冰形成络合物。25K以下，一氧化碳与氮气也凝固了。

（5）星子假说与类地行星

原行星盘物质逐渐冷凝，并在分子间作用力下，凝结成介观尺度的颗粒。这些颗粒经过尚未明确的过程，聚集成更大的固态天体，其内部强度来源于自身引力，同时轨道也几乎不受周围气体影响。目前有不同理论模型试图解释上述过程，然而并没有出现获得广泛接受的模型。当这样的天体达到1公里量级尺寸时，就可以通过引力互相吸引，进而有可能合并为体积与月球接近的“原行星”。上述

1公里量级尺寸的固态天体单元，被称作“星子”（Planetesimal），意思是行星的微小单元。

星子之间主要相互作用是引力和物理撞击。星子质量越大，越容易俘获或撞击其它星子。原行星在这样的条件下，体积和质量增加的速率显著比其它星子快。因此，该过程被称为行星吸积。

行星吸积过程中，星子之间发生非弹性碰撞，星子引力势能转换为内能。同时，星子中的短半衰期同位素衰变也释放热量。这些热量起到加热原行星的作用。热效应的结果之一，是原行星内部熔化，进一步导致密度大的成分向内部沉积；另一结果是水及其它挥发成分形成行星大气层。这样，就形成了类地行星的基本面貌。

（6）太阳系小天体

通过前文对太阳、原行星盘、太阳系行星等天体形成及演化过程的综述，不难发现，小行星、彗星作为小天体，恰恰是与行星同根同源，然而没能形成行星的剩余产物。

仅由行星吸积理论预测，位于火星与木星之间的小行星带本该形成一颗行星。或许是受木星扰动，位于这个区域的物质没有形成足够的星子，进而形成行星，而是保持了较为原始的状态。形成小行星之后，经过轨道动力学演化，小行星又被输运到内太阳系。

彗星大体而言，是太阳系最古老、最冷、最容易获取的研究样品，可以用来研究外太阳系星云。不过近来人们发现彗星也受碰撞、辐射影响，同时由于奥尔特云的巨大截面，彗星几十亿年来受超新星爆发、邻近恒星等加热影响的机会也并不少见。

总体来说，太阳系小天体是太阳系形成和演化过程中名副其实的“化石”。

由于本篇文章篇幅较长，从本期开始，将分两期介绍，待续内容主要是回顾国际上已经开展的太阳系小天体探测任务，并简要分析其发展动态；旨在对钱学森实验室开展小天体探测相关研究提供建议。

作者简介

霍卓玺：男，1984 年生，清华大学核科学与技术专业工学博士，副研究员。曾在清华大学粒子物理与核物理博士后流动站从事研究工作，博士阶段与博士后阶段主要研究方向为空间高能天体物理实验及数据分析，作为子系统负责人参与我国HXMT 工程项目工作。目前主要从事基于激光干涉测量技术的高精度指向系统及高能天体物理实验与数据分析研究。

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