2016, Vol. 59
2. 中国科学院地球与行星物理重点实验室, 中国科学院地质与地球物理研究所, 北京 100029
2. Key Laboratory of Earth and Planetary Physics, Institute of Geology and Geophysics, The Chinese Academy of Sciences, Beijing 100029, China
随着探测技术的发展,近年来国内外对近地小行星(NEAs)的探测格外重视,国外已经发射了多颗小行星探测器,我国的一些单位也正酝酿探测小行星.面对这种态势,有的学者认为,未来行星科学的研究将进入小行星学时代.
小行星的科学研究价值是巨大的,概括来说有以下几方面：
(1) 小行星是太阳系诞生时留下来的碎片,对小行星的研究有助于研究太阳系的起源与演变；
(2) 一些小行星含有丰富的水和有机物,对于研究生命的起源与演化有重要意义；
(3) 小行星表面成分影响雅克夫斯基效应,而这种效应直接影响小行星轨道的变化.为了确切了解轨道变化,分析撞击地球的危险性,深入了解小行星的表面成分是非常重要的；
(4) 一些小行星含有重要的资源,如稀有金属.确切了解小行星的资源分布,是开发和利用小行星资源的前提.
当然,对于一次探测活动,不可能涵盖如此多的科学目标,总是有所侧重.
探测是研究的基础,但与探测大天体相比,小行星探测面临许多新问题,这些问题包括：
(1) 近地小行星数量巨大,截止到2016年7月19日,已经发现了14557颗.从如此众多的天体中选择探测目标,其难度可想而知.
(2) NEAs的轨道各异,如轨道倾角、偏心率、自旋周期、半主轴长度等参数相差很大.根据美国NASA喷气与推进实验室(JPL)给出的NEAs数据,NEAs轨道倾角的范围是0.02°～154°；偏心率的范围是0.062～0.999.自旋周期的范围是4 min到700多小时.因此与这些小行星进行轨道交会所需要的能量也相差很大.如何权衡科学目标和探测成本,也是值得考虑的重要问题.
(3) NEAs的大小相差很大,直径从1 m到33 km.
(4) 按成分划分,NEAs可分为C型、M型和S型等,各种类型的成分相差较大.而且表面形态各异,这些因素既影响到科学目标的选择,也直接关系到着陆和取样的方法.
(5) NEAs的引力一般都很低,与在大天体上的EDL(进入、减速与着陆)很不相同,一般不存在严重撞击目标天体的问题；相反,往往是要注意着陆后的弹跳出逃问题,因此,很多情况下需要考虑固定方法.
(6) 对NEAs表面的地质特征、形态特征等情况了解甚少,这就给着陆器的设计带来很大的不确定性.如有的是岩石的表面,有的有“土壤”层；对于这两种情况,着陆的方式就很不相同；而且往往是在探测器抵近小行星后才能了解这些具体情况,因此,着陆器的设计要适应比较大范围的表面情况.
本文讨论如何选择近地小行星作为探测目标问题.分析时采用排除法,也即从近地轨道转移到与目标小行星交会轨道所需要的能量、小行星大小、小行星自旋周期、小行星可能撞击地球的概率等方面,逐层次地加以排除,最后再根据科学目标的要求从小数量的候选者中确定最终目标.
2 选择探测目标的判据 2.1 速度增量选择探测目标需要考虑的一个重要因素是速度增量(the minimum velocity increments,Δv)(Lau and Hulkower, 1987),也就是从近地轨道(如400 km高度)转移至与目标小行星交会轨道所需要的速度变量尽可能小,以便节省能量.作为参考,与火星交会所需的速度增量是6.3 km·s-1,与月球交会是6.0 km·s-1.Δv的计算方法详见文献(Perozzi et al., 2001).影响Δv的因素很多,主要涉及小行星的轨道倾角(i)、轨道偏心率(e)和远日点距离(Q),而且是由这些参数的综合因素决定的,单独看与某个参数的关系并不显著(Stacey and Connors, 2009).
近年来,NASA的JPL实验室在网站(http://echo.jpl.nasa.gov/)直接公布了NEAs的Δv数据.到2016年7月19日,共发现近地小行星14557颗.图 1为所有NEAs的Δv分布直方图,其中Δv＜6.2 km·s-1的只有3618颗.图 2为Δv与NEAs几项参数的关系.
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图 1 近地小行星(NEA)的速度增量(Δv)分布 Fig. 1 Histogram of the velocity increment(Δv) of the NEA |
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图 2 近地小行星速度增量Δv与轨道倾角(a)、偏心率(b)、长半轴(c)以及绝对星等(d)的关系2 d中位于绿色方框区域内数据点为考虑Δv大小及绝对星等(或小行星尺度)筛选出的未来NEAs探测候选目标. Fig. 2 Velocity increment(Δv)for rendezvous as a function of(a)inclination,(b)eccentricity,(c)semimajor axis and(d)absolute magnitude. In Fig 2d,the data located in the box(green)are the selected potential targets for the future ENAs mission according to the suitable values of Δv and the absolute magnitude(or diameter) |
目标小行星的尺度不能太小,如果太小,则引力很小,探测器着陆时会遇到困难；另外,尺度太小的小行星表面一般没有或很少有风化层,即通常所说的“土壤”.没有土壤,着陆固定和取样都有困难.体积很小的小行星一般自旋比较快,这也给安全着陆带来困难.
综合以上考虑,一般要求小行星的尺度大于200 m,或者要求H<21(H为绝对星等).如果考虑的小行星尺度的限制,则可将上述3618颗的候选范围缩小到376颗,见图 2d中阴影区域内数据点分布.而在这376颗小行星中,有4颗已经被国外进行了着陆探测或已被列为探测目标,这样,待选目标为372颗.
2.3 自旋周期在考虑着陆或取样返回探测方式中,小行星的自旋周期是需要认真考虑的问题.如果自旋周期太短,着陆器难以选择合适的着陆点,因为在着陆过程中,小行星表面的预选目标点就移动了很大距离,使得着陆器在指定地点着陆的难度增大.
小行星的自旋周期与大小和类型有关(Dermott and Murray, 1982).但这个关系比较复杂,一般我们根据雷达探测数据了解NEAs自旋周期的情况.因此,在确定探测目标之前,要通过雷达等探测手段,对预选小行星的自旋周期有所了解.目前,国外有些网络公布了一些NEAs这方面的数据(http://earn.dlr.de/nea/table1_new.html).图 3为已有观测数据的小行星自旋周期与直径的关系.从现有的观测数据看,很少发现直径小于200 m的小行星自旋周期长于2 h,也很少发现直径大于500 m的小行星自旋周期短于2 h.在上述372颗待选小行星中,有自旋周期数据的只有80多颗,已知有4颗的自旋周期短于2 h,因此预选范围缩小到368颗.
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图 3 近地小行星自旋周期与直径的关系 Fig. 3 Scatter plot of the ENA spin period versus the diameter for all available data |
小行星表面对反射光谱反应了其本身物质的组成.根据小行星的反照率和光谱特性,可将小行星分为A、V、E、M、S、C、B、G、F、P、D等众多类型(Tholen,1984; Bus and Binzel, 2002).其中C、S和M类是最早的分类,C表示碳,S表示硅,M表示金属.其含义如下：
C类：极暗,反照率约0.03,硅酸盐和不透明物(碳),类似碳质球类陨石.约占已知小行星的75%.集中在2.8AU附近的小行星是C型小行星,它们的谱很平坦,在紫外有吸收.这种谱特征表明在这个区域内小行星的表面发生过含水的变化过程.
S类：靠近太阳的小行星大多数是S型.相对亮,反照率为0.10～0.22,硅酸盐+金属的混合,类似镍铁石陨石,约占已知小行星的17%.
M类：亮,反照率为0.10～0.18,纯镍铁.
如果目的是研究太阳系的起源和演变,选择C类小行星比较合适；如果目标是研究资源,选择M类小行星比较合适.
根据小行星的类型,又可以缩小选择范围.
2.5 表面物质的形态表面物质的形态与着陆固定和取样方法有密切的关系.例如,如果表面是坚硬的岩石,没有风化层,着陆固定和取样都比较困难,需要采取特殊的方法.表面形态与小行星大小有关系,如果NEAs的尺度小于200 m,基本上没有风化层.确定是否有风化层的最好方法是用雷达探测表面物质的极化比.
2.6 撞击地球的概率综合轨道特征和大小,有一类小行星撞击地球的危害性较大,将它们称为对地球有潜在危险的小行星(PHA).为了给出PHA的确切定义,先引入一个概念,最小轨道交会距离(MOID).MOID定义为两个天体轨道间的最小交会距离.MOID可以作为小行星与行星之间碰撞的早期指示.如果地球与小行星之间的MOID比较大,则在近期不会发生碰撞；如果MOID比较小,则应密切关注小行星轨道的变化,因为它可能成为撞击者.
在国外的一些网站中,已经给出了PHA的MOID数据,可根据这些数据判断PHA撞击地球的潜在危险性；另外,美国NASA的JPL实验室还设立了专门的网站,展示PHA撞击地球的概率,这些内容不断更新.ESA也有类似的网页,根据这两个网站的数据,当前撞击地球概率最大,而且直径大于200 m以上的PHA有32颗.
根据上述6个判据,我们可以将近地小行星的探测目标压缩到100颗以内,再根据其他观测数据和选定的科学目标,选择出最合适的目标小行星.
3 讨论 3.1 制定合理的小行星探测目标选择判据是一项重要的工作正如本文第二部分所分析的,近地小行星的数量巨大,而且发现数量以每年1000颗左右的速度增长,这给小行星探测目标的选择带来困难.本文提出的6项判据,有定量也有定性分析,这在目前的情况下是比较切合实际的.因为有些因素不能定量的分析,有些参数目前只有少量探测数据.
3.2 对有特殊性质的小行星可以放宽条件本文采用的Δv和H限定值可以使目标选择范围大大缩小,但也将某些有特殊性质的小行星排除在外.例如小行星2011 UW158,许多网站称其含有丰富的资源,但这颗小行星的自旋周期只有0.61073小时.如果对资源探索特别感兴趣,也可以将其纳入探测目标.
在美国NASA的JPL实验室哨兵风险表中列为撞击概率最大的小行星2009 FD,其Δv值是7.661 km·s-1,超出我们给出的6.2 km·s-1的限制值.但如果对近地小行星撞击地球的问题特别关心,运载火箭拥有这个能力,也不排除将其作为探测目标.
3.3 建议国内欲探测小行星的单位加强联合探测小行星不同于发射一颗低地球轨道小卫星,工程的复杂程度不亚于探测大行星,因此,呼吁有关单位加强联合,发挥各自的长处,尽快制定出符合我国国情的探测总体方案.首先要经过反复论证,确定一个小的探测目标范围,经过进一步地面观测和分析国外探测数据,从中选择一个探测目标.在制定具体探测方案的过程中,再对这颗小行星进行地面观测,以便更多地了解其特性,为具体方案的实施创造有利条件.在这方面我们可以借鉴美国的经验.美国在选定目标前,曾对小行星贝努(Bennu)进行了大量的观测.初步确定目标后,利用Bennu每6年靠近地球一次的机会,在1999—2000、2005—2006年以及2011—2012年间,专业及业余天文学者,对Bennu进行了561次CCD和29次雷达观测,获得了大量数据,为确定探测目标和探测方式提供了充分的依据.
| Bus S J, Binzel R P. 2002. Phase Ⅱ of the small main-belt asteroid spectroscopic survey:A feature-based taxonomy. Icarus , 158 (1) : 146-177. DOI:10.1006/icar.2002.6856 | |
| Dermott S F, Murray C D. 1982. Asteroid rotation rates depend on diameter and type. Nature , 296 (5856) : 418-421. DOI:10.1038/296418a0 | |
| Lau C O, Hulkower N D. 1987. Accessibility of near-earth asteroids. Journal of Guidance, Control, and Dynamics , 10 (3) : 225-232. DOI:10.2514/3.20207 | |
| Perozzi E, Rossi A, Valsecchi G B. 2001. Basic targeting strategies for rendezvous and flyby missions to the near-Earth asteroids. Planetary and Space Science , 49 (1) : 3-22. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00124-0 | |
| Stacey R G, Connors M. 2009. Delta-v requirements for earth co-orbital rendezvous missions. Planetary and Space Science , 57 (7) : 822-829. DOI:10.1016/j.pss.2009.01.013 | |
| Tholen D J. 1984. Asteroid taxonomy from cluster analysis of photometry[Ph. D. thesis]. Tucson, AZ, USA:University of Arizona . | |