0 引 言
小行星作为行星吸积的残余，广泛记录了太阳系早期环境及后期演化历史。得益于过去二十年大量的地基光谱巡天活动，目前国际上对小行星物质在太阳系的分布[1-5]、小行星的表面风化层成熟与更新机制[6-10]等科学问题，已经取得了广泛而深入的认识。然而，对小行星演化的进一步了解，依赖于在实验室对返回样品进行精细分析。基于此，国外已经先后实施了三次小行星采样返回任务，分别是“隼鸟”（Hayabusa）、“隼鸟”2和“奥西里斯-雷克斯”（OSIRIS-REx），它们分别从Sq型小行星“糸川”（Itokawa）、Cb型小行星“龙宫”（Ryugu）、B型小行星“贝努”（Bennu）返回了风化层样品。此外，日本宇宙航空研究开发机构也计划在2026年发射火星月球探索（Martian Moons Exploration，MMX）任务，对火卫一（Phobos）（光谱类型为D型，成分为碳质）进行采样返回。
2025年5月29日凌晨，我国在西昌卫星发射中心，使用“长征”三号C火箭，成功发射了“天问”二号探测器。“天问”二号任务规划周期为10年，分为两个探测阶段：首先，计划于2026年对一颗近地小行星（469219）Kamoʻoalewa（早期临时编号为2016 HO3）执行采样任务，并于2027年底返回地球；随后，在2034年底对一颗主带活动型小行星（或彗星）311P进行近距离探测。本文系统回顾了国内外前期对Kamoʻoalewa的研究结果，综合报道了该小行星的各项物理特性和演化历史，预测了返回样品的太空风化特征，并阐述了探测Kamoʻoalewa和311P的关键科学问题。
1 轨道特征及源区
表 1 震荡天星的轨道根数Table 1 Orbital elements of Kamoʻoalewa |
| 轨道根数 | 数值 |
| 半长轴（a）/AU | 1.000 905 163 664 243 0 |
| 离心率（e） | 0.102 446 975 637 066 5 |
| 轨道倾角（i）/（°） | 7.799 959 232 368 507 0 |
| 升交点经度（Ω）/（°） | 65.688 860 655 003 950 0 |
| 近日点幅角（ω）/（°） | 304.706 469 596 206 900 0 |
| 平近点角（Mo）/（°） | 209.234 678 967 819 700 0 |
2 物质成分
目前，对震荡天星物质成分的认识同样存在两种截然不同的观点。最初，Sharkey等[14]使用大双筒望远镜（Large Binocular Telescope，LBT）和探索频道望远镜对震荡天星进行了可见-近红外反射光谱观测，发现其在1 μm（带I）附近具有吸收特征，并展示出异常陡峭的近红外光谱斜率（见图1 （a））。基于陨石及月球返回样品的反射光谱比较，以及对小行星反射光谱的调查，Sharkey等[14]发现只有三个月球样品（“阿波罗”（Apollo）14月壤、Lunar 24月壤、Yamato-791197,72月球陨石）的光谱显示出带I吸收特征和异常陡峭的光谱斜率（见图1 （a）），并依此认为震荡天星与月球物质成分类似。Jiao等[16]随后沿用了这一观点，并将其作为支撑其动力学源区结果的重要论据。
然而，Zhang等[20]认为震荡天星更可能是一颗表面经历了强烈太空风化[21]的LL型（低铁低金属）普通球粒陨石母体。Zhang等[20]发现，激光辐照（可模拟微陨石撞击导致的太空风化过程）后的LL普通球粒陨石粉末（粒径小于45 µm），同样产生了与震荡天星匹配的光谱斜率、曲线形状及吸收特征。图1 （a）为0.55 μm处归一化的反射光谱随波长的变化，其中月球物质、激光辐照后的LL球粒陨石粉末、震荡天星均呈现带I吸收特征和异常陡峭的光谱斜率。图1 （a）中zJHK颜色指的是Sharkey等[14]使用LBT的z（900 nm）、J（1 220 nm）、H（1 630 nm）、K（2 190 nm）四个通道，依据z/H、J/H、J/K方法获得的颜色比值。基于更详细的带I吸收中心和吸收深度分析，Zhang等[20]发现，相比月球陨石和月球返回样品，太空风化后的LL球粒陨石粉末能更好地匹配震荡天星。图1 （b）为带I吸收中心和深度，其中激光辐照后的LL球粒陨石粉末比三个月球物质更接近震荡天星，表明该小行星的成分更可能为LL球粒陨石而非月球岩石。这表明该小行星的物质成分为LL球粒陨石而不是月球物质。进一步，基于更详细的小行星光谱特征调查，Zhang等[20]发现除了月球物质，还有其他非月球起源的硅酸盐小行星也显示了异常陡峭的光谱斜率。此外，Zhang等[20]发现布鲁诺撞击坑的反射光谱与震荡天星完全无法匹配。如图2 所示，布鲁诺撞击坑呈现了比震荡天星更平缓的光谱斜率，如果二者具有类似成分，更平缓的光谱斜率意味着更弱的太空风化程度，则前者的吸收深度应该更深，但事实并非如此，表明布鲁诺撞击坑不可能是震荡天星的源区。Zhang等[20]同样发现，震荡天星的反射光谱完全可以由花神星族具有LL球粒陨石成分的小行星43 Ariadne，经过太空风化演化产生，该小行星族群的主要成分也为LL普通球粒陨石[19]。如图2 所示，小行星Ariadne呈现了比震荡天星更平缓的光谱斜率，若二者成分类似，该斜率特征表明前者经历了更弱的太空风化，则前者比后者应该具有更深的带I吸收，图2 中Ariadne的确比震荡天星具有更深的带I吸收。
3 光谱类型
由于目前震荡天星在近红外区域的光谱信息较少（见图1 （a）），对其进行准确的光谱分类仍有较大难度。基于震荡天星的可见光谱曲线与小行星每种光谱类型平均光谱的简单匹配，Reddy等[22]曾将震荡天星分类为S或L型。S型通常代表普通球粒陨石成分，而L型通常代表贫挥发分的碳质球粒陨石（如CV和CO型）及富钙-铝难熔包体（Calcium−Aluminium-Rich Inclusion，CAI）成分[23]。Zhang等[24]计算了激光辐照后、LL普通球粒陨石粉末的主成分参数和光谱斜率，使用标准的小行星光谱分类模型[3]，得到了Sqw型的分类结果。尽管该结果是对激光辐照后的LL陨石进行的分类，但由于震荡天星的成分与LL普通球粒陨石最为接近，因此震荡天星的光谱类型被预测为Sqw。
4 自转及形状特性
5 表面风化层粒径及厚度
对于震荡天星的风化层粒径，目前争议较大。Li等[26]最早基于其获得的三轴比值模型及“重力-黏附力-离心力”平衡方法，推测该小行星表面颗粒可达到毫米至厘米尺寸。Liu等[27]使用“雅科夫斯基效应推测表面热惯量”方法[28]，估计震荡天星的表面热惯量较大，为$ {402.5}_{-194.37}^{+376.29} $ JK–1m–2s–1/2，并据此估算表面风化层粒径较粗，达到毫米至分米。随后，Ren等[29]采用了与Li等[26]类似的方法，估计表面风化层颗粒粒径小于1 cm。最后，应佳峻等[25]初步估计震荡天星的表面热惯量较大，约400.0 JK–1m–2s–1/2，该结果暗示表面颗粒较粗。然而，Fenucci等[12]对震荡天星的雅科夫斯基效应进行了最新观测，获得了一个较小的表面热惯量，为$ {150.0}_{-45}^{+90} $ JK–1m–2s–1/2或$ {181.0}_{-60}^{+95} $ JK–1m–2s–1/2，并据此估算表面风化层粒径较细，介于100 µm~3 mm。
近期，Zhang等[24]通过“重力-黏附力-离心力”平衡计算、光谱分析、模拟样品热惯量测试等多维度方法，对震荡天星的风化层粒径进行了综合研究，并预测了该小行星的风化层厚度。基于其推测的小行星尺寸、物质成分和自转周期，Zhang等[24]计算出风化层颗粒在震荡天星表面不同位置所受的重力、离心力，并使用Nagaashi等[30]在实验室最新测量的LL普通球粒陨石的黏附力数据，绘制了风化层临界（最大）尺寸在全球的分布（见图3 ）。结果表明，表面93.83%的区域可以保留粒径<2 cm的风化层颗粒，67.16%的区域可以保留粒径<1 cm的风化层颗粒，仅在两极附近（占表面面积的3.4%）可以保留粒径>4 cm的颗粒。Zhang等[20]同样对不同粒径的LL球粒陨石粉末、H和L型球粒陨石的光谱进行了测量，发现只有粒径<45 µm的样品，在高程度太空风化改造下才能重现震荡天星的表面光谱，表明该小行星的风化层平均粒径较细，为几十微米，与Fenucci等[12]基于热惯量推测的结果相近。
进一步，Zhang等[24,31]在实验室测量了–20~200 ℃，激光辐照后的LL球粒陨石粉末粒径<45 µm的密度、热扩散系数和比热容，并据此估算热惯量为95.52~135.09 JK–1m–2s–1/2，接近Fenucci等[12]对震荡天星的观测结果。根据实验室对激光辐照后的LL陨石粉末获得的密度、比热容、热导率，以及反演得到的震荡天星的自转周期等参数，Zhang等[24]获得该小行星表面可能的热趋肤深度为3.04~3.53 mm。热趋肤深度是指小行星在自转和太阳热辐射作用下，表面受周期性加热-冷却及热传导影响，达到某一深度时，风化层温度不再发生变化。因此，热趋肤深度可代表风化层厚度的下限。据此，Zhang等[24]估计震荡天星的风化层平均厚度大于3 mm。
6 返回样品的太空风化特征预测
基于震荡天星的反射光谱和Hapke辐射传输模型计算，Zhang等[24]发现该小行星风化层中的SMFe0含量增加至0.29±0.05 wt.%，产生的光谱与震荡天星的光谱吻合，如图4 （a）所示。进一步，Zhang等[31]通过显微观测发现，激光辐照后的LL陨石粉末具有大量胶结物，如图4 （b）所示。激光辐照后的LL陨石中，橄榄石边缘产生了115~225 nm厚的非晶环带和大量SMFe0颗粒。且橄榄石和辉石颗粒分别具有115~225 nm和71~182 nm厚的非晶环带，并在环带中发育大量SMFe0颗粒（见图4 （c）~（d））。这些结构暗示，震荡天星返回样品中可能发育有较厚的非晶环带和大量SMFe0颗粒。相比于Itokawa返回样品中橄榄石和辉石较薄的非晶环带（厚度分别为40~60 nm和20~30 nm）[33]和较低的SMFe0含量（0.05 vol.%）[35]，这些太空风化特征同样表明震荡天星的表面已经被高度太空风化。
7 表面演化机制及历史
小行星表面更新的主要机制包括撞击、大行星引力摄动、YORP（Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack Effect）效应导致的自旋加速、热裂解[10]。
（1）基于震荡天星的形状建模和近地空间撞击通量计算，Zhang等[20]发现如果一个直径为1 cm的撞击体撞击震荡天星表面（假设该尺寸的撞击体能导致震荡天星全球风化层的完全丢失），则该事件发生一次的平均时间为2 000万年。更大尺寸的撞击体带来的撞击事件，发生一次的平均时间更长。2 000万年长于震荡天星的表面暴露时间和动力学寿命，表明震荡天星在近地区域没有经历撞击导致的风化层明显丢失事件。
（2）震荡天星与地球的最小轨道交会距离为0.034 AU，远大于地球对震荡天星风化层扰动的引力摄动范围（0.002~0.007 AU），表明地球引力摄动未能造成该小行星的表面更新。
尽管上述机制能够解释震荡天星的表面状态，但正如Zhang等[20]所指出的，由于目前尚不清楚该小行星在主带的撞击和太空风化历史，以及从主带转移至近地区域的具体轨道路径和时间尺度，因此，关于震荡天星的表面演化机制和历史，仍然是个值得讨论的开放性问题。随着“天问”二号探测器即将对震荡天星进行精密测轨、表面状态观测及返回样品分析，该小行星的表面演化机制和演化历史将被最终得到确定。
8 结 语
当前，受限于地基望远镜的空间分辨率，对近地小行星表面特征和演化机制的认识主要来自于大尺寸小行星。此前的三个采样返回任务目标也都是缓慢自转的碎石堆天体。震荡天星因极其快速的自转，内部结构可能为独石。因此，“天问”二号将会是历史上首次对小尺寸、快自转、非碎石堆小行星进行全方位探测和采样的任务，有可能在小行星表面演化方面取得基础认识的重大突破。本文梳理了以下几条关键科学问题，以作为未来研究的参考。
（2）传统的观点认为只有在大尺寸、缓慢旋转的天体表面（如月球）才能保留细颗粒风化层，而像震荡天星类的小尺寸、快自转天体表面无法保留细颗粒风化层，且表面热惯量较大。然而，根据本文的综述发现，震荡天星反而主要保留了细颗粒风化层而缺乏粗颗粒。此前，Fenucci等[28,36]对两个小尺寸、快自转的小天体（2011 PT和2016 GE1，自转周期分别是10 min和34 s）的热导率/热惯量进行了估计，结果发现均具有异常低的值，与Fenucci等[12]和Zhang等[20]对震荡天星的研究结果一致。Zhang等[20]因此率先提出一个猜想：小尺寸、快自转的近地天体表面可能都被细颗粒风化层所覆盖，表面热惯量较小，光谱斜率较陡峭。未来“天问”二号对震荡天星的观测，有望验证该猜想，并带来新的认识突破。
（4）近二十年来，国际上对于近地小行星表面太空风化速率进行了大量观测和实验模拟工作，然而目前的争议非常大[37]。有些研究认为太阳风辐照是近地天体表面太空风化的主要机制，且仅需100万年即可将新鲜表面快速风化[7,38]。然而，一些研究对表面快速风化的时间尺度估计为几十亿年量级[39]。对于“糸川”的太空风化时间尺度的估计目前也争议较大，从1 000年[40]至百万年[41]不等。“天问”二号的另一个探测目标311P也属于花神星族，其成分大概率也是LL普通球粒陨石，但由于发射粒子的特性[42]，表面可能极为年轻。也就是说，“天问”二号有望通过一次任务，分别探测一个表面极其古老的天体震荡天星和表面极其年轻的天体311P。由于震荡天星和311P的物质成分可能与“糸川”（表面暴露年龄中等）相似，这将有助于与“糸川”进行对比，彻底厘清太空风化特征随时间演化的关系。
（5）“天问”二号同时探测近地天体震荡天星和主带天体311P，也有望揭示近地空间和主带空间太阳风通量、微流星体通量等关键参数。
总之，“天问”二号作为历史上首次对小尺寸、快自转的硅酸盐天体进行探测，有望在表面演化机制及历史、小行星轨道演化、空间环境测量等多方面，产生重大的原创性理论成果。