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空间风化本文重定向自 太空風化

空间风化是所有暴露在严苛的太空环境中的天体表层所经历的一系列变化过程的总称。月球水星小行星彗星等没有大气层的天体,表层会受到宇宙射线太阳辐射的照射、太阳风粒子的轰击、大大小小的陨石微流星体的撞击。空间风化的过程是影响天体表层物理和光学性质的重要因素。因此了解空间风化的作用有助于正确解释观测数据。

不同成分的空间风化图解。

空间风化的研究历史

我们对空间风化的认识有许多来自阿波罗计划带回的月球土壤,特别是对风化层的研究。持续不断的高能粒子和微流星体与较大的流星体一道,对月球表层产生了粉碎、熔解、飞溅和汽化等作用,如同园艺从事的翻土。

空间风化对月球表土的第一个步骤是黏合。当微流星体的撞击熔化少量的物质时,周围的玻璃和矿物便会被结合成几微米到几毫米大小的玻璃状集合体。因为其中存在纳米,因此这些黏合物肉眼看上去是黑色的。黏合在月球土壤中是非常普遍的现象,多达60~70%的成熟月球土壤都有这样的结构。

在月球土壤10084外缘,被空间风化颗粒的TEM影像。

空间风化也会造成表面土壤的颗粒产生相关联的产物,例如玻璃的飞溅,氢、氦等稀有气体的注入,太阳耀斑的痕迹,以及其它吸积成分,包括纳米相铁。直到1990年代,相关的设备和技术得到了改进,才有能力观察到非常薄的层面(60-200纳米)、边缘、或单个月球土壤颗粒的发育状况。这些是邻近的微流星体撞击造成蒸发与再沉殿,或是飞溅物再沉淀的结果[1] 。这些风化过程对月球土壤的光谱特征有重大的影响,特别是在紫外、可见光、近红外线波段。

空间风化对天体光谱的影响

空间风化对天体光谱的作用有三种:当表面成熟时会变得更加黑暗(反照率降低)、红化(反射率随着波长增长而增加)、以及降低了特征吸收波段的深度[2]。这些作用主要是在单个土壤的黏合物和吸积边缘上都存在纳米相铁的结果。研究月球环形山可以明显看出空间风化变暗的效果。年轻、新生成的陨石坑有明亮的辐射纹,因为这些土壤是刚暴露出来的,尚未被空间风化的物质。但只要假以时日,经过空间风化的过程变暗之后,这些辐射纹就会消失。

小行星的空间风化

虽然小行星所处的环境与月球截然不同,但也能发生空间风化[3]。小行星上发生的高能粒子撞击速度较低,因此产生的熔解与蒸发也较少,到达小行星带的太阳风粒子也较少。可是,由于较高的撞击率和较小的重力,因此小行星表面翻搅更多,而暴露表面的年龄应该比月球表面年轻。所以,小行星表面发生的空间风化比较慢、比较少,但因为表面积比较大,所以动态比较丰富。

人们还是能找到小行星空间风化的证据。长年以来,行星科学中一个所谓的难题就是总的来讲,小行星的光谱与搜集到的陨石光谱不能吻合,特别是最为丰富的S-型小行星不能与最丰富的陨石——普通球粒陨石(OCs)吻合。小行星的光谱红化曲线在可见光的范围内很陡峭。而近地小行星的光谱特征涵盖了从S型到光谱类似普通球粒陨石的类型[4],表明正在发生一些能够将普通球粒陨石的光谱转变成类似S型小行星的光谱的过程。伽利略号探测器飞越加斯帕艾达时发现新生成的陨石坑的光谱不同,这被认为是风化层改变的证据。随着时间推移,加斯帕和艾达的光谱逐渐红化并且对比度降低。会合-舒梅克号爱神星进行的X射线观测发现,不管是红化了的还是S型光谱,都有普通球粒陨石的成分,这再一次表明某些过程改变了小行星表面的光学特征。

水星的空间风化

水星的环境也与月球大不相同。首先,水星的白天比月球更热(月球白天的表面温度大约是100°C,而水星是425°C),而夜晚更冷,这会改变空间风化的产物。其次,因为在太阳系内的位置不同,水星所经受的微流星体的撞击速度也比月球上的大。在这些因素的联合影响下,水星上无论熔合或蒸发的效率都会远大于月球。水星上由于撞击造成的单位面积上的熔化速率预计是月球的13.5倍,蒸发则为19.5倍[5]。水星上类似胶合玻璃和蒸汽的沉积生成的速率比月球上更高,并更快地散布在表面。

地球上观测到的水星的紫外和可见光光谱大体上是线性的,并向红端倾斜,没有吸收带和与铁结合的矿物,例如辉石。这意味着在水星表面要么没有铁的成分,要么都已经风化成为纳米相铁。表面风化可以解释颜色为什么偏红[6]

参考文献

  1. ^ Keller, L.P., McKay, D.S., 1997, Geochimica et Cosmochimica Acta, 61:2331-2341.
  2. ^ Pieters, C.M., Fischer, E.M., Rode, O., Basu, A., 1993, Journal of Geophysical Research, 98, 20,817-20,824.
  3. ^ Chapman, C.R., 2004, Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 32, 539-567.
  4. ^ Binzel, R.P., Bus, S.J., Burbine, T.H., Sunshine, J.M., 1996, Science, 273, 946-948.
  5. ^ Cintala, M.J., 1992, Journal of Geophysical Research, 97, 947-973.
  6. ^ Hapke, B., 2001, Journal of Geophysical Research, 106, 10039-10073.

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