长“尾巴”的小行星

2023年4月，中国首次火星探测任务工程总设计师张荣桥表示，天问二号已经基本完成初样研制阶段的工作，计划于2025年5月前后实施发射。天问二号除了要完成探测近地小行星2016 HO3并实现对该小行星的采样返回任务之外，还会前往探测一颗主带的活动小行星311P/PANSTARRS。这颗小行星虽然轨道位于小行星带，但是却表现出彗星的特征，这究竟是怎么回事呢？

01 活动小行星的独特探索

在传统观念中，位于雪线以内的小行星与彗星有着明显区别。一直以来，人们认为小行星是“沉寂的”天体，与彗星不同，后者因水冰挥发形成的彗发与彗尾而备受瞩目。然而，随着望远镜技术的进步，我们对小行星有了全新的认识。2002年，Hsieh等人[1]意外地发现了小行星7968 Elst-Pizzaro表现出类似彗星的彗尾现象。这引发了人们对小行星活动性的深入思考与探索。

图1：1996年8月7日, Eric W. Elst观测到小行星1979 OW7（133P）彗星一般的“尾巴” 丨 ESO

初时，人们猜测这可能是一颗误入主带的彗星。然而，经过后续定期观测发现该小行星每次接近太阳近点时都表现出活动性，这不可能是偶然事件。于是，人们不得不重新审视小行星与彗星的定义和联系。随着越来越多这类有活动性的小行星的发现，Hsieh等人将这些具有类似彗星活动性却具有小行星轨道的小天体称为**“活动小行星”（Active Asteroids）**。根据轨道位置的分布还分为主带的活动小行星（位于主小行星带区域）和近地的活动小行星（位于近地轨道区域）。

图2：主带内活动小行星（红点）与一般小行星（黄点）和彗星（蓝点）轨道分布比较图[2]

图3：小行星有“尾巴”的望远镜观测图像。 [3]

02 活动小行星的起源

活动小行星的起源有两种主要猜想。一种认为它们可能是早期太阳系捕获的彗星，另一种则认为它们可能来自主带附近的小行星。

Levison等人的数值模拟表明，在Nice模型的支持下，许多原始的海外（海王星以外）天体在早期太阳系动力学演化阶段可以散射到内太阳系，并被捕获至距离太阳2.68 AU 左右的轨道内。Hsieh、Jewitt和Fernández的观测研究表明，活动小行星的光谱颜色特征与来自柯伊伯带的彗星不一致，从而基本排除了活动小行星来自柯伊伯带或奥尔特云的可能性。

另一种猜想则是，活动小行星可能源自于真正的小行星，是通过大的母体小行星的分裂产生的，这种观点与活动小行星的光学和轨道特征相吻合。Levison等研究表明，彗星的动力学寿命大约为45万年，而许多活动小行星在超过1亿年的时间尺度上都保持动力学稳定，这说明活动小行星很可能起源于主带区域，和小行星的起源类似。

图4：小行星起源示意图，较大的母体小行星经过撞击或者旋转裂解成为小行星族群，在雅科夫斯基效应、共振等的作用影响下演化至当前位置。[4]

03 活动小行星的机制与特点

活动小行星的活动性机制多种多样，包括水冰升华、撞击喷发、旋转不稳定、静电力、热分裂、热脱水、冲击脱水和辐射压力等。其中，冰的升华、撞击喷发和旋转不稳定是最为常见的机制。

3.1水冰升华活动机制

活动机制为水冰升华的活动小行星的意义比较重大，这意味着在雪线以内也有水冰的存在，因此它们还有一个官方名称，主带彗星。

尽管目前我们只在原始天体的表面下较深处发现了水冰存在，然而这些原始天体可能会因碰撞或旋转不稳定而破碎成各种大小的碎片（后来可能演化成小行星），从而暴露其内部的水冰。当这些水冰受到太阳辐射影响而升华时，产生的尘埃粒子受引力作用会重新降落到天体表面，形成一层尘埃幔层。这个过程会一直持续，直至尘埃幔层足够厚，阻止水冰的热辐射，从而使活动停止。水冰通常被埋藏在几米或几十米的深度，直到有较大物体撞击表面，将这些水冰挖掘出来。当主带彗星接近太阳近点时，暴露在外的水冰会受到太阳的热辐射而升华，形成彗发和彗尾，从而产生我们目前观测到的活动现象。主带彗星的活动性会随着暴露的水冰耗尽或被新的尘埃层覆盖而终止，直至下一次撞击再次挖掘出水冰。换句话说，一颗主带彗星可能会被多次激活，直至水冰耗尽、离开小行星带进入不稳定轨道，或与其他小行星、行星碰撞。

图5：最早发现的三颗主带彗星 [5]

图6：水冰升华活动机制的活动小行星（简称为主带彗星）的演化示意图[6]

3.2 旋转不稳定活动机制

对于因旋转不稳定而产生活动的小行星，通常是由于其他天体的引力、碰撞、挥发物升华以及电磁辐射等物理过程施加了力矩，使得小行星的自转速率加快，最终发生自转裂变。

在小行星带中，由于小行星的质量较小，从而引力力矩相对较小，因此小行星之间的碰撞则可能导致角动量的随机增大。含水冰的小天体在水冰升华时产生气体，这也能有效地改变自转状态。

然而，对于不含冰的小天体，辐射力矩更有可能是其自转速率加快的主要原因。由于小行星吸收太阳能并以热能的形式辐射至太空，这个过程产生的热能光子会在非均匀和非等温的小行星表面产生微小的推动力，这就是所谓的Yarkovsky效应。这个效应对小行星的动力学演化产生了重要影响。若这个推力不通过小行星的质心，它将改变小行星的自转状态并导致进动，这就是YORP效应。

大多数小行星都会受到Yarkovsky和YORP效应的影响，但复杂之处在于，YORP效应不仅改变小行星的自转状态，还会影响其形状，例如在旋转过程中表面物质的滑动；形状的变化进而会反过来影响YORP力矩的方向和大小。正是由于力矩、自转、小行星内部物质性质、形状和质量损耗之间的复杂相互作用，我们尚未拥有完善的小行星旋转裂变机制的模型，但一些近似模型也在尝试研究力矩对小行星自转、形状、质量损耗、结构分解以及双星系统形成的影响。

图7：2013年7月10日所拍摄旋转不稳定活动小行星311P/PANSTARRS的活动图像，活动时共六条彗尾[7]

3.3 碰撞活动机制

碰撞喷发是另一种活动小行星产生活动性的机制。在碰撞发生后，小行星的表面光谱性质可能会发生变化。通过观测限制的物理模型以及光谱信息，我们能够进一步了解撞击天体表面的物质性质。此外，通过对撞击频率的统计，我们还可以更深入地估算不可观测的米级或几十米级天体的数量。

图8：撞击碎裂的活动小行星(596) Scheila的观测图像[8]

04 旋转裂变活动小行星311P

2013年8月27日，小行星311P/PANSTARRS首次由PanSTARRS巡天望远镜发现。311P位于小行星内主带，轨道半长径a=2.189 AU，有中等偏心率e=0.115和较小的倾角i=5.0°，其轨道参数与古老的Flora族群(∼ 109 yr)的小行星相似，可能是其中的成员之一。Flora族群是一个具有一万多个小行星成员的大族群, 通过小行星光谱检测到大多数族群成员都是S型小行星。另一方面，通过Jewitt等人对311P色指数的测量也表明311P更有可能是一个S型小行星。

在2013年9月至2014年2月期间，哈勃太空望远镜对311P进行了连续观测，发现其分散喷射碎片，每次形成不同的彗尾，粒子半径范围从10微米到至少80毫米，喷射速度小于1m/s，这一观测结果与撞击和水冰升华活动性等原因相矛盾。Jewitt等人假设这些彗尾可能是由快速旋转的彗核分裂产生，可能是因为YORP效应导致的。

综上可知，311P的轨道位于小行星内主带，与小行星的轨道一致，因此它是具有类似彗星活动性且具有小行星轨道的活动小行星。

图9：311P的7个观测时期的图像处理，其中G-I彗尾是在2013年7月10日之后所识别得到[9]

05 未来探索

活动小行星引发了我们对于太阳系中小天体多样性的新认识。311P/PANSTARRS的研究为我们揭示了活动小行星的一些特性，但仍有许多待解之谜。值得期待的是，“天问二号”计划将于2025年左右进行发射，这项任务将借助长征三号乙运载火箭，分别探测共轨近地小行星2016 HO3以及主带的活动小行星311P/PANSTARRS。通过这次探测，我们将更加深入地了解活动小行星的尘埃环境、热物理属性等物理特性，为更深入研究活动小行星提供数据支持，进一步丰富我们对活动小行星的了解。

参考文献：

[1]Hsieh H H. The Astronomical Journal, 2004, 127(5): 2997-3017.

[2]Jewitt D., 2015, Asteroids IV. pp 221–241.

[3]Jewitt D., 2012, AJ. 143, 3.

[4]Novakovic B, EPSC-DPS Joint Meeting 2019: volume 2019.

[5]Hsieh H., Science, 2006, 312(5773): 561-563.

[6]Hsieh H., The Astronomical Journal, 2018, 155(2): 96.

作者：辛瑛琦（中国科学院紫金山天文台博士研究生）