小行星目标特性遥感探测

吴昀昭,徐天弈,温世博,矫恒越,徐小萌,秦楠楠,张沁葳,王鹏越

(1.中国科学院紫金山天文台,南京 210034;2.澳门科技大学太空科学研究所,澳门 999078)

1 引言

光谱学是小行星探测的重要工具,可以获得小行星的物质成分、表面结构、太空风化、天体形状、热物理性质等。这些目标特性对于近地天体防御方案的制定至关重要。小行星也蕴含多种资源,C型小行星是太空中水资源的重要来源,M型小行星含有大量铁、镍以及钴、金、铂族元素等稀有贵金属[1]。据估算,即便是普通球粒陨石中金属含量比例最低的LL型球粒陨石,其母体小行星蕴含的贵金属也价值数千亿美元或更多[2]。目前国内外许多组织机构提出了小行星采矿的设想。此外,光谱学是小行星分类的基础,随着观测波长的扩展,小行星分类也在不断更新。

早期,通常利用分光光度法进行研究和划分类型,如24色巡天[3]、8色巡天 (ECAS)[4]、52色巡天[5]以及5色SDSS[6]等。20世纪80年代末以来,连续高光谱成为研究小行星光谱的主要方法,其中可见光谱段的有小型主带小行星巡天SMAASS0000[7]、 SMASS II[8]以及 S3OS2[9]。 位于冒纳凯阿火山的红外望远镜设施 (IRTF)配置的SpeX光谱仪是当前获取小行星红外光谱的重要设备[10]。近地天体广域红外巡天望远镜 (NEOWISE)获得了超过十万颗小行星的直径和反照率,为小行星研究提供了物理性质数据库。近年来,已有多个太空探测器对小行星开展了近距离探测乃至采样返回,如尼尔-舒梅克 (NEAR-Shoemaker)探测器对 (253)Mathilde和 (433)Eros探测,隼鸟(Hayabusa)对 (25143)Itokawa采样,破晓(Dawn)对 (4)Vesta和 (1)Ceres环绕探测,最近隼鸟2(Hayabusa 2)和OSIRIS-Rex分别对(162173)Ryugu和 (101955)Bennu采样。值得一提的是2008 TC3小行星与地球大气层相撞事件。在撞击前20h美国亚利桑那州莱蒙山天文台的卡特林那巡天系统 (Catalina Sky Survey)发现了这颗直径约4.1m的天体。这是人类首次发现、跟踪、预报、测试光谱并回收陨石 (Almahata Sitta)。收集到的3.95 kg的AlmahataSitta陨石主要由橄辉无球粒陨石构成,但也含有其他多种类型陨石,如顽辉石球粒陨石、普通球粒陨石,甚至碳质球粒陨石[11]。这种对自然撞击事件及时发现、开展光谱观测、预报并回收陨石样本,对于小天体防御研究具有重要借鉴意义。在科学上,这次事件也给陨石学界和小行星学界带来了新的思考,即什么原因使得如此小的天体包括如此多种类型的陨石。

过去的大量工作极大地促进了我们对太阳系小行星的认识。目前已勾画了主带小行星全貌图,建立了太阳系演化图谱,揭示了小行星日心分布梯度规律,科学问题也从早期的 “小行星带的原始成分梯度是什么”发展为 “整个太阳系中小天体初始的成分梯度是什么”,也已知道太阳系两个星子带并不是原始的,而是在太阳系形成后不断演化的。本文重点从近地天体防御有关目标特性的视角进行介绍。

2 光谱观测

遥感领域常根据获取手段将光谱划分为反射光谱和发射光谱。这仅仅是仪器测试手段,它们之间可以根据测量方式转变。另外的分类方式是根据电磁波波长划分,这种划分方式与光谱产生机制及物质成分直接相关,比如可见光谱段主要反映了电子过程,短波红外与羟基/水倍频和谐频有关,中红外-远红外反映了较大分子阴离子基团的基频振动。不同的学科领域对红外波长划分标准不一。本文划分标准如下:紫外 (UV,0.2～0.38 μm)、可见光(VIS,0.38～0.76 μm)、 近红外 (NIR,0.76～2.5 μm)、 中红外 (2.5～25 μm)、 远红外 (25～1000μm),其中3～5μm通常既有太阳反射又有天体自身热辐射。值得注意的是,行星遥感中反射与发射光谱的波长范围随着天体而改变。这决定于天体所在太阳系的位置,距离太阳较近的水星热发射开始于约1.6 μm,月球的热辐射开始于约2.0 μm,而外太阳系冰卫星的反射光谱波长可到约4 ～5 μm。

2.1 可见光-近红外光谱

可见光-近红外 (VNIR)光谱是探测小行星物质成分的主要方法,也是小行星分类的主要依据。光谱吸收特征的电子过程主要是来自于过渡金属阳离子。受元素宇宙化学丰度的制约,只有少数过渡元素 (主要是第一过渡系列)有足够的含量可被遥感探测。Fe的宇宙化学丰度远远高于其他过渡元素,其次是Ti,这二者也是行星光学遥感首要的探测对象。产生光谱特征的电子过程包括三种跃迁:(1)晶体场 (CF)跃迁;(2)价间电荷转移跃迁 (IVCT);(3)最近邻原子间O-金属电荷转移跃迁 (OMCT)[12]。

常见的两类近地小行星 (S类和Q类)的光谱特征主要是辉石和橄榄石产生的[13,14]。辉石最典型的光谱特征是在1μm和2μm两个强吸收以及1.2μm有一个弱吸收。前二者是M2位的Fe2+自旋允许晶体场跃迁产生的,后者是M1位的Fe2+自旋允许晶体场跃迁产生的。辉石在1μm(0.9～1.03μm,也称作Band I) 和2μm(1.8～2.3μm,也称作Band II)两个强吸收依赖于辉石中Fe、Ca、Mg的含量和晶体结构。基于这两个谱带绘制1～2μm散点图常用于区分斜方辉石和单斜辉石。当Ca和Fe置换Mg时吸收中心朝着长波方向移动。斜方辉石和低钙单斜辉石的吸收中心通常位于0.90～0.94μm,而高钙单斜辉石吸收中心大于0.98μm。橄榄石是岩浆固化冷却最早结晶的矿物之一,其化学特征指示了源区的成分和演化程度。橄榄石具有宽的1μm吸收而缺乏2μm吸收。宽的1.05μm波段由三个吸收组成:0.85μm、1.05μm和1.25μm。它们都是位于扭曲八面体配位Fe2+晶体场跃迁产生的,其中较强的1.05μm吸收来自于非中心对称畸变M2位,其他两个相对弱的吸收来自于中心对称畸变M1位。这三个吸收是橄榄石Mg#的函数。随着Fa降低,三个吸收都向短波偏移。

水和羟基的基频振动可产生3μm附近深的吸收带[15]。在VNIR谱段主要体现的是分子振动的倍频和谐频,例如1.4μm(OH)和1.9μm(H2O)吸收特征。除了这二者,层状硅酸盐往往在2.2～2.3μm附近有强吸收,2.2μm附近的吸收是由于O-H拉伸基本振动和Al-O-H弯曲模式的结合,2.3μm附近的吸收是由于O-H拉伸基本振动和Mg/Fe-O-H弯曲模式的结合。

2.2 中-远红外光谱

宇宙化学丰度更多的元素,比如O、Si、Al、Ca、Mg等在可见光近红外谱段没有反射光谱特征,中-远红外光谱对于探测它们非常有用。中-远红外光谱主要反映了分子振动和转动。不同阴离子基团内的基频振动会产生特有的、分离良好的光谱带,从而可以识别碳酸盐、硫酸盐、磷酸盐、硅酸盐、氧化物和氢氧化物。与主要阳离子(例如Mg、Fe、Ca和Na)结合的拉伸和弯曲模式能够进一步识别矿物,从而可以对硅酸盐和碳酸盐矿物进行细分。硅酸盐最强的光谱特征出现在8.5～12.0μm之间,这个范围通常被称为Si-O拉伸振动区。由于这些强特征位于8～14μm的大气窗口,因此它们对于地球遥感很有用。第二强的硅酸盐带是由于变形或弯曲振动模式引起的,出现在16.5～25μm 区域。在 12～18μm的弱带通常是由 Si-O-Si、Si-O-Al和 (Si,Al)-O-(Si,Al)对称拉伸振动形成的。

物质中-远红外光谱行为非常复杂,除了物质成分影响之外,还受到颗粒大小、孔隙度、气压、温度等影响。与中红外光谱行为有关的光谱特征有Reststrahlen吸收带 (RB,即分子振动带)、Christiansen特征 (CF)、透明度特征 (TF),它们都可用于物质成分研究。Conel[16]首先指出,即使硅酸盐颗粒RB带在较细的尺寸下消失,与CF相关的特征波长也可用作矿物成分的指标。硅酸盐通常在8μm附近有CF特征,随着岩浆粘滞度增加,CF波长向短波方向移动,这对应着岩石铁镁质含量降低,因而可识别高演化、富硅物质[17]。

2.3 光度学

行星光度学是研究天体的反照率随观测角度、时间周期变化规律的科学,可用于反演天体形状[18-20]及表面物理性质[21,22]、对不同观测角度获得的数据进行光度校正[23-25]等。行星测光也是天文学领域最基础、最早研究内容之一。经过近300年的发展,目前已建立了许多光度模型,如Lommel-Seeliger模型、Hapke模型[26,27]、Kaasalainen-Shkuratov模型[28,29]、指数-多项式模型[30,31]、ROLO模型[32]。利用这些模型能够对天体的亮度进行对比,并获得它们的表面性质。国际上常用的光度模型是Hapke模型,它是在传统离散颗粒介质辐射传输理论的基础上,考虑了颗粒密实混合并引入了后向散射函数来模拟反冲效应。最初Hapke模型主要包括单次散射反照率、相函数、后向散射函数[26]。经过不断发展,当前的Hapke模型引入了孔隙度、宏观粗糙度以及反冲效应,其中后者又包括阴影遮蔽和相干后向散射两种机制[27]。

过去利用地基望远镜、太空望远镜、太空探测器等多种手段对小行星光度特性开展了大量研究,获得了各种类型小行星的表面性质。Domingue等[21]结合地基与NEAR Shoemaker探测器MSI数据对 (433)Eros进行了研究,发现其表层孔隙度大于月壤,粗糙度为36°,大于常见的S型小行星 (约20°),反照率也略高于S型小行星平均值。Takir等[33]利用多种光度模型拟合 OSIRISRex探测器获得的 (101955)Bennu的光度曲线,得到其几何反照率为0.047,邦德反照率为0.015。Tatsumi等[22]结合地基和Hayubusa 2探测器对 (162173)Ryugu的观测,得到其表面粗糙度为28°,邦德反照率为0.014,并推测Ryugu表面可能含有大量的不溶性有机物,这解释了Ryugu表面非常暗的原因。

3 小行星类型与分布规律

传统上小行星光谱分类为S、C、X三大复合类,每一复合类又包括一些子类。S类在1μm和2μm有两个吸收峰,富橄榄石、辉石等硅酸盐。C类反照率低且光谱平坦,与碳质球粒陨石有关。X类在可见光谱段几乎无特征具有中等光谱斜率,包含最暗和最亮的反照率,因而成分上非常复杂。在Tholen分类法中根据反照率从高到低将X复合类分为 E(反照率 ＞0.3)、M(反照率0.1～0.3) 和 P(反照率 ＜0.1) 三类[34]。此外,还有少数小行星不属于这三大类,通常具有更极端的特征。光谱类型的字母反映了其成分, “S”、 “C”、 “E”、 “M”、 “O” 和 “V” 分别代表石质、碳质、顽辉石、金属、普通球粒陨石和灶神星型小行星。随着光谱数据波长范围的扩展,小行星光谱分类也在不断更新,三种较新分类系统分别是Tholen(1984)、Bus(2002)和Bus-DeMeo分类体系[35],它们分别包括14类、26类和24类。表1是这三种分类体系的对比及相关的矿物组成。

表1 三种小行星光谱分类体系对比[36]Table 1 Comparison of three small object spectral classification systems

续表

近地小行星几乎包含了所有的类别,但主要是S类,其次是Q类。实际上,这两类的光谱具有连续性,S类比Q类光谱斜率大、吸收峰弱。因此,二者可能具有相同的成分,导致它们光谱差异的原因是太空风化,S类比Q类更成熟、风化更强 (详见第4节)。小行星接近地球时星体上发生的地震、天体之间的交会、撞击等都会使得天体表面暴露出新鲜物质,从而S类变为Q类[37,38]。大多数近地小行星的光谱与LL球粒陨石而非H和L球粒陨石相似。这是十分奇怪也值得研究的问题,因为就陨石数目来说H群 (约42.8%)和L群 (约47.4%)远多于LL群 (约9.8%)。由于小行星内带的Flora族也具有相似的光谱,有研究认为近地小行星可能来源于小行星内带,而众多陨石的母体小行星可能来源于主带更广泛的区域,受Yarkovsky效应等影响而成为近地小行星[39]。

小行星类型分布与它们和太阳的距离有关。随着与太阳距离由近及远,小行星类型依次为E、S、C、P、D,峰值分布的位置分别为1.8～2.0AU、2.2AU、约3AU、约4AU、5.2AU(图1)[40]。 这种梯度分布首先与太阳星云尘埃随着与太阳距离的成分变化有关。此外,共振、Yarkovsky效应(以及相关的YORP效应)、动力学机制 (例如Grand Tack模型或者Nice模型)等过程也对小行星的空间分布特征产生影响。

图1 不同类型小行星的半长轴 (AU)与比例图[40]Fig.1 Plot of semimajor axis(AU)versus fraction of bias-corrected classified asteroids

小行星类型日心分布趋势与小行星大小有关。上述分布趋势主要来自于一些最大的小行星(D＞100 km),对于较小的小行星观测较少,但也得出了一些发现。较小的主带小行星的梯度不像较大的主带小行星梯度那么明显,这可能与多个过程更容易在较小的小行星上发生作用有关。Hildas和Trojans族中D型和P型相对频率是小行星尺寸的函数。Grav等[41]发现光谱斜率随尺寸的减小而减小,说明在较小的小行星里P型更多。在最小的小行星 (D＜15 km)中,在内带发现了光谱斜率很大的红色小行星 (即D型)[42]。这是出乎意料的,他们的物质组成以及是如何到达目前的位置的还在争论之中。

传统认为,完全分异的小行星应形成铁质内核、硅酸盐质幔和玄武质壳。橄榄石和辉石分别是地幔和地壳中支配光谱特征的主要物质。然而,无论是陨石还是小行星都缺乏大量橄榄石或辉石为主的天体。这被称为"缺失的地幔问题"[36]。早期认为,原始分异天体的地幔和地壳物质已经成为碎片而观测不到,甚至它们太小了不能降落到地球成为陨石[40]。该观点的主要缺点是,地幔和地壳成分的结构强度不应该比未分异的物质弱得多。最近的观点认为,小行星分异为富含辉石的地壳、富含橄榄石的地幔和富铁内核的经典理论可能不正确[43]。对地幔缺失问题的解决,除了考虑物质成分外,还需考虑小天体在太阳系的迁移、碰撞碎裂等动力学。

4 太空风化

早期在利用光谱数据解释小行星矿物时,就发现小行星的光谱与陨石实验室光谱不一致。最常观测到的S型小行星的光谱与最常见的陨石普通球粒陨石不匹配[44],这就是著名的普通球粒陨石悖论。小行星的红外光谱比普通球粒陨石的斜率大、吸收强度弱。月球类型太空风化是对这一光谱差异的解释:对于硅酸盐天体表面,太空风化产生亚微观铁,使得天体表面变暗,光谱斜率增加,吸收峰强度降低。Galileo任务对Ida探测、NEAR Shoemaker任务对 (433)Eros探测发现了小行星表面也发生类似月球的风化[45]。日本Hayabusa任务从Itokawa采样返回的样品最终证明了光谱改变的机制的确是太空风化[46]。对于亚微观铁的产生机制,过去认为是微陨石撞击。后来太阳风的改变被认为是主要机制,这是因为小行星太空风化的时间尺度相对较快 (约106年)[47,48]。

太空风化对S类小行星以及月球光谱的影响过去普遍接受的观点是:反射率降低 (变暗)、可见光近红外谱段光谱斜率增加 (变红)、吸收峰强度减弱[49,50]。大量文献介绍了该观点并基于此开展有关研究,例如国际上广泛采用的月球TiO2定量反演模型就是基于此观点建立,认为太空风化导致光谱斜率增大而TiO2导致光谱斜率降低,即太空风化与TiO2二者对光谱的影响具有正交关系[51,52]。近年来研究发现风化导致可见光谱段光谱斜率减小而非增大,且风化与TiO2对光谱的影响并不正交而是一致,二者都降低可见光谱段光谱斜率和反射率[53]。这说明对太空风化所致光谱效应的传统观点需要改变,有关S类小行星以及月球太空风化的光谱斜率改变的新观点是具有波长依赖性:紫外谱段及可见光谱段光谱斜率降低(变蓝),近红外谱段光谱斜率增加 (变红)。

太空风化过程也是土壤形成过程,会改变小行星力学强度,对于近地天体防御具有重要意义。对于所有条件都相同的天体表面,时间是影响空间风化程度的重要因素。风化层累积和保存空间风化产物的能力是探测风化程度的关键,而这又与天体的大小 (质量)密切相关。较小的天体积累风化层的能力较弱。如前所述,近地小行星最多的两类 (Q类和S类)成分上可能一致,光谱的区别就是由于风化层积累的不同,Q类小行星尺度小于S类,Q类比S类更新鲜,近地小行星(1862)Apollo反射光谱类似于普通球粒陨石。

5 变质作用

小行星会经历水蚀变、热变质、冲击变质三种变质作用,导致物质成分、结构及岩石应力发生改变。水蚀变和热变质作用发生在小行星形成的早期阶段。水蚀变作用在低温下 (＜320K)产生层状硅酸盐、硫酸盐、氧化物、碳酸盐、氢氧化物等水成矿物。研究水蚀变对于揭示太阳系最早时期发生的过程很重要,且可以提供小行星热演化和小行星带水源位置信息。水蚀变作用主要发生在原始小行星 (如C、G、B、F和P型),这意味着原始小行星中存在由于热源 (可能是26Al衰变)融化水冰产生的液态水。这些原始小行星主要位于2.6～3.5AU之间,即水蚀变带区域[54,55]。随着小行星的积聚生长,其内部的温度随着深度的增加而升高,会发生热变质作用。大多数球粒陨石都经历过热变质作用,使得结构、矿物成分和化学成分均发生了变化。由于受热程度的不同,产生了具有不同热变质程度的产物。根据矿物学和岩石学特征,球粒陨石可以划分为7种岩石类型,代表7种不同程度的变质作用。岩石类型越高,所经历的变质程度越高。其中第3型是基础形态,陨石与原始状态差异不大,与原始太阳星云物质最为相近。第1～2型发生水蚀变,数字越小水蚀变越严重。第4～7型发生热变质,数字越大热变质越强。

冲击变质作用发生在小行星形成及演化的各个阶段。低速碰撞无法生成足够温度和压力的冲击效应,超过5 GPa(1 GPa=1.013×103MPa)的高瞬时压力是产生冲击变质作用所必需的。陨石冲击变质程度可分为1到6级[56],分别代表无冲击 (＜4～5 GPA)、极弱冲击 (5～10 GPA)、弱冲击 (15～20 GPA)、中等冲击 (30～35 GPA)、强冲击 (45～55 GPA)和极强冲击 (75～90 GPA)。撞击事件在太阳系小行星的形成和演化过程中发挥了重要作用,大碰撞产生了小行星家族以及它们后续的演化。有研究认为导致6500万年前恐龙灭绝的大撞击,小行星可能来源于产生Baptistina族的撞击事件[57]。另一方面,冲击作用改变小天体的光谱特征,S型天体受冲击后光谱吸收特征受抑制,变得类似其他类型 (如C型或X型)。

6 表面特性

6.1 孔隙度

孔隙度也是小行星目标特性的重要研究内容。有研究表明,小行星有着显著的孔隙度,足以影响它们的内部结构、重力场、热扩散率、地震波速、碰撞动力学等,还决定了小行星发生碰撞后的变化。在对小行星进行实地原位测量前或探测器没有搭载能够直接测量小行星目标特性的仪器时,通过遥感观测获得的孔隙度结果将最先揭示小行星的内部结构及组成。

结合小行星的光度特征、形状模型、体积密度等估算小行星的孔隙度是目前常用方法。小行星本身不发光,观测到的亮度是其表面反射太阳光的结果,这与太阳-小行星-观察者三者的相对位置、表面特性、尺寸、孔隙度等有关,表明小行星孔隙度可以通过反演其光度模型获得。Abe等[58]使用Hapke五参数光度模型反演了Hayabusa获得的Itokawa近红外光谱数据,得到的孔隙度比Eros高。Magri等[59]建立了雷达反照率与小行星孔隙度的关系并评估了45颗小行星的孔隙度,但结果有待检验。在利用观测数据反演小行星形状模型的基础上推导孔隙度是另一种可行的方法。Watanabe等[60]利用Hayabusa 2数据构建了Ryugu的形状模型,推导出Ryugu的总孔隙度在0.50～0.73之间。Fujiwara等[61]通过构建Itokawa形状模型评估其孔隙度为0.41。陨石颗粒密度代表了小行星内部密度,通过拟合陨石颗粒的光谱至小行星光谱,并计算小行星体积密度和拟合所需陨石颗粒密度之间的偏差也可以获得小行星孔隙度。Hiroi等[62]将HED陨石的反射光谱与灶神星不同相位的光谱进行匹配,估算了灶神星的表土粒度和可能的矿物组成。Lindsay等[63]利用同样方法研究了13颗主带小行星的矿物成分及孔隙度,获得Lunidia的孔隙度为0.40～0.53。此外,根据热惯量与颗粒半径和孔隙度的关系,也可以通过热红外光谱获得表土孔隙度和粒度,如Kiuchi等[64]使用 Eros和1999JU3的热惯量和温度探测结果,得到二者的孔隙度分别为0.61～0.72和0.56～0.73。

6.2 热物理性质

不同小行星表面的覆盖物形态、孔隙率、导热率等也不相同,影响它们的热惯量及温度特性。因而对小行星热物理性质的研究能够限定它们的尺寸、反照率、热惯量等目标特性,这是近地小行星防御的重要前置条件。小行星表面热辐射可用热模型来计算。常用的小行星热物理模型有标准热模型 (Stantard Thermal Model,STM)[65]、近地小行星热模型 (Near-Earth Asteroids Thermal Model,NEATM)[66]、小行星热物理模型 (Thermal Physical Model,TPM)[67]、先进热物理模型 (Advanced Thermal Physical Model,ATPM)[68]等。STM是最早用于计算小行星直径与反照率的热物理模型。NEATM是在STM的基础上针对近地小行星进行了改进。TPM与ATPM考虑了小行星形状对辐射流量的影响,并引入更多热物理规律模拟小行星发生的热过程,可以更精确推导热惯量和表面粗糙度等参数。

大视场红外波段太空望远镜极大促进了小行星热物理研究,获取了大量小行星的直径、反照率与热惯量信息[69],其中WISE数据对近地小行星开展了大量观测,得到了不同类型小行星热物理性质的差异[70]。Lagoa等[71]利用WISE数据与TPM模型研究了近地小行星2008 EV5,得到其热惯量为390～510J·m-2·s-0.5·k-1。 Jiang 等[72]利用ATPM结合形状模型探究了2008EV5的热物理性质,得到其热惯量为98～150J·m-2·s-0.5·k-1,粗糙度为0.68～1.0。Licandro等[73]利用Hershcel和GTC望远镜对潜在威胁小行星 (99942)Apophis进行了研究,得到其有效直径为380～393m,几何反照率为0.24～0.33,热惯量为50～500J·m-2·s-0.5·k-1。 Yu[74]等利用 MIRSI和 VISIR红外观测设备数据结合ATPM研究了Apollo型双近地小行星 (175706)1996 FG3,得到其有效直径为1.67～1.74km,几何反照率为0.043～0.047, 热惯量为 40 ～120J·m-2·s-0.5·k-1。

7 结论

通过地基望远镜、太空望远镜、太空探测器以及采样返回等多种方式对小行星的探测,人类已经对小行星有了很深入的认识,包括建立了小行星分类体系,获得了S类和C类小行星样品,知道了它们的物质成分,划分了100多个小行星族,揭示了小行星分布与太阳距离的规律,了解它们表面的形态、粗糙度、孔隙度等物理性质。所有这些成果的获得,光谱学发挥了重要作用。

无论是从近地防御还是天体演化的角度,对较小的近地和主带小行星的研究都是未来小行星科学研究的重点。为更深入认识小行星特性,需要更宽的波长范围以及通过天基平台获取数据,其中中-远红外谱段既可以获得小行星物质成分又可以获得温度、尺寸和反照率而十分有用。未来我国近地天体防御计划如果能在天基平台搭载宽谱段高光谱及高分相机载荷,将极大地促进对小行星特性的深入认识,既有利于近地天体防御,也促进对小行星起源与演化的科学研究。值得高兴的是,我国小行星探测任务携带了热辐射光谱仪、可见红外成像光谱仪、多光谱相机、中视场彩色相机等多个光学载荷,它们涵盖了较全的光谱范围,利用这些仪器开展多角度、高信噪比以及联合观测,必将在小行星目标特性研究方面发挥重要作用。