环形行星百科全书在线阅读,小行星有上限和下限吗

环形行星百科全书在线阅读，小行星有上限和下限吗？

小行星

小行星(asteroid)是太阳系内类似行星环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多的天体。太阳系中大部分小行星的运行轨道在火星和木星之间，称为小行星带。另外在海王星以外也分布有小行星，这片地带称为柯伊伯带(Kuiper Belt)。

基本介绍

小行星（asteroid）是太阳系内类似行星环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多的天体。太阳系中大部分小行星的运行轨道在火星和木星之间，称为小行星带。另外在海王星以外也分布有小行星，这片地带称为柯伊伯带（Kuiper Belt）。

1760年有人猜测太阳系内的行星离太阳的距离构成一个简单的数位系列。按这个系列在火星和木星之间有一个空隙，这两颗行星之间也应该有一颗行星。18世纪末有许多人开始寻找这颗未被发现的行星。著名的提丢斯-波得定则就是其中一例。当时欧洲的天文学家们组织了世界上第一次国际性的科研专案，在哥达天文台的领导下全天被分为24个区，欧洲的天文学家们有系统地在这24个区内搜索这颗被称为“幽灵”的行星。但这个专案没有任何成果。

小行星是太阳系内类似行星环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多的天体。

至今为止在太阳系内一共已经发现了约70万颗小行星，但这可能仅是所有小行星中的一小部分，只有少数这些小行星的直径大于100千米。到1990年代为止最大的小行星是谷神星，但近年在古柏带内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如2000年发现的伐楼拿（Varuna）的直径为900千米，2002年发现的夸欧尔（Quaoar）直径为1280千米，2004年发现的厄耳枯斯的直径甚至可能达到1800千米。2003年发现的塞德娜（小行星90377）位于古柏带以外，其直径约为1500千米。

根据估计，小行星的数目应该有数百万，详见小行星列表，而最大型的小行星现在开始重新分类，被定义为矮行星。

至今为止在太阳系内一共已经发现了约70万颗小行星，但这可能仅是所有小行星中的一小部分，只有少数这些小行星的直径大于100千米。到1990年代为止最大的小行星是谷神星，但近年在柯伊伯带（Kuiper Belt）内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如2000年发现的伐楼拿（Varuna）的直径为900千米，2

002年发现的夸欧尔（Quaoar）直径为1280千米，2004年发现的2004 DW的直径甚至达1800千米。2003年发现的塞德娜（小行星90377）位于古柏带以外，其直径约为1500千米。根据估计，小行星的数目大概可能会有50万。最大的小行星直径也只有1000 公里左右，微型小行星则只有鹅卵石一般大小。而最大型的小行星现在开始重新分类，被定义为矮行星。

直径超过 240 公里的小行星约有 16 个。它们都位于地球轨道外侧到土星的轨道内侧的太空中。而绝大多数的小行星都集中在火星与木星轨道之间的小行星带。其中一些小行星的运行轨道与地球轨道相交，曾有某些小行星与地球发生过碰撞。

小行星是太阳系形成后的物质残余。有一种推测认为，它们可能是一颗神秘行星的残骸，这颗行星在远古时代遭遇了一次巨大的宇宙碰撞而被摧毁。但从这些小行星的特征来看，它们并不像是曾经集结在一起。如果将所有的小行星加在一起组成一个单一的天体，那它的直径只有不到 1500 公里——比月球的半径还小。

至今为止在太阳系内一共已经发现了约70万颗小行星，但这可能仅是所有小行星中的一小部分，只有少数这些小行星的直径大于100千米。到1990年代为止最大的小行星是谷神星，但近年在古柏带内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如2000年发现的伐楼拿（Varuna）的直径为900千米，2002年发现的夸欧尔（Quaoar）直径为1280千米，2004年发现的2004 DW的直径甚至达1800千米。2003年发现的塞德娜（小行星90377）位于古柏带以外，其直径约为1500千米。

根据估计，小行星的数目大概可能会有50万。最大的小行星直径也只有1000 公里左右，微型小行星则只有鹅卵石一般大小。

直径超过 240 公里的小行星约有 16 个。它们都位于地球轨道内侧到土星的轨道外侧的太空中。而绝大多数的小行星都集中在火星与木星轨道之间的小行星带。其中一些小行星的运行轨道与地球轨道相交，曾有某些小行星与地球发生过碰撞。

小行星是太阳系形成后的物质残余。有一种推测认为，它们可能是一颗神秘行星的残骸，这颗行星在远古时代遭遇了一次巨大的宇宙碰撞而被摧毁。但从这些小行星的特征来看，它们并不像是曾经集结在一起。如果将所有的小行星加在一起组成一个单一的天体，那它的直径只有不到 1500 公里——比月球的半径还小。

由于小行星是早期太阳系的物质，科学家们对它们的成份非常感兴趣。宇宙探测器经过小行星带时发现，小行星带其实非常空旷，小行星与小行星之间分隔得非常遥远。在1991年以前所获的小行星数据仅通过基于地面的观测。1991年10月，伽利略号木星探测器访问了951 Gaspra小行星，从而获得了第一张高分辨率的小行星照片。1993年8月，伽利略号又飞经了243 Ida小行星，使其成为第二颗被宇宙飞船访问过的小行星。Gaspra和Ida小行星都富含金属，属于S型小行星。

我们对小行星的所知很多是通过分析坠落到地球表面的太空碎石。那些与地球相撞的小行星称为流星体。当流星体高速闯进我们的大气层，其表面因与空气的摩擦产生高温而汽化，并且发出强光，这便是流星。如果流星体没有完全烧毁而落到地面，便称为陨星。

经过对所有陨星的分析，其中 92.8%的成分是二氧化硅（岩石），5.7%是铁和镍，剩余部分是这三种物质的混合物。含石量大的陨星称为陨石，含铁量大的陨星称为陨铁。因为陨石与地球岩石非常相似，所以较难辨别。

1997年 6月27日，NEAR探测器与253 Mathilde小行星擦肩而过。这次机遇使得科学家们第一次能近距离观察这颗富含碳的 C型小行星。此次访问由于NEAR探测器不是专门用来对其进行考察而成为唯一的一次访。NEAR是用于在1999年 1月对Eros小行星进行考察的。

天文学家们已经对不少小行星作了地面观察。一些知名的小行星有Toutais、Castalia、Vesta和Geographos等。对于小行星Toutatis、Castalia和Geographos，天文学家是在它们接近太阳时，在地面通过射电观察研究它们的。Vesta 小行星是由哈勃太空望远镜发现的。

小行星的发现同提丢斯- 波得定则的提出有密切联系，根据该定则，在距太阳距离为2.8 天文单位处应有一颗行星，1801年元旦皮亚奇果真在该处发现了第一颗小行星谷神星。在随后的几年中同谷神星轨道相近的智神星，婚神星，灶神星相继被发现。天文照相术的引进和闪视比较仪的使用，使得小行星的的年发现率大增，到1940年具有永久性编号的小行星已经有1564颗。其中，德国天文学家恩克和汉森因长于轨道计算，沃尔夫和赖因穆特在观测上有许多发现而贡献尤大。

小行星的命名权属于发现者。早期喜欢用女神的名字，后来改用人名，地名，花名乃至机构名的首字母缩写词来命名。有些小行星群和小行星特别著名，如脱罗央群，阿波罗群，伊卡鲁斯，爱神星，希达尔戈等。按轨道根数作统计分析，轨道倾角在约5 度和偏心率约0.17处的小行星数目最多。柯克伍德缝是按小行星平均日心距离统计得到的最著名的分布特征。小行星数N 与平均冲日星等m 之间有统计关系logN=0.39m-3.3，小行星直径d 同绝对星等g 之间满足统计公式logd（公里）=3.7-0.2g。小行星数随直径的分布在直径约30公里附近出现间断。

发现历史

在1801年1月的第一天，Giuseppe Piazzi发现了一个天体，起初他认为这不会又是一颗彗星。但当它的运行轨道被测定后，却发现它不是彗星，而更像是一颗小型的行星。Piazzi称它为Ceres(刻瑞斯，谷类和耕作女神，是西西里岛的谷粒美人），又名谷神星。另三颗小天体也在相继的几年中被发现（它们分别是Pallas,Vesta,and Juno）。

到了十九世纪来已发现了几百颗.至今已发现了7000多颗小行星，现在这个数字仍以每年几百颗的速度增长。毫无疑问，必定还有成千上百的小行星由于太小而无法在地球上观察到。就现在已知的，有26颗小行星的直径大于200千米。对这些可见的小行星的观测数据已基本完成，就我们所知，大约99%的小行星的直径小于100千米。对那些直径在10到100千米之间的小行星的编录工作已完成了一半。但我们知道还有一些更小的，或许存在着近百万颗直径为1千米左右的小行星。所有小行星的质量之和比月球的质量还小。

早期猜测

1760年有人猜测太阳系内的行星离太阳的距离构成一个简单的数字系列。按这个系列在火星和木星之间有一个空隙，这两颗行星之间也应该有一颗行星。18世纪末有许多人开始寻找这颗未被发现的行星。著名的提丢斯-波得定则就是其中一例。当时欧洲的天文学家们组织了世界上第一次国际性的科研项目，在哥达天文台的领导下全天被分为24个区，欧洲的天文学家们系统地在这24个区内搜索这颗被称为“幽灵”的行星。但这个项目没有任何成果。

皮亚齐的发现

1801年1月1日晚上，朱塞普·皮亚齐在西西里岛上巴勒莫的天文台内在金牛座里发现了一颗在星图上找不到的星。皮亚齐本人并没有参加寻找“幽灵”的项目，但他听说了这个项目，他怀疑他找到了“幽灵”，因此他在此后数日内继续观察这颗星。他将他的发现报告给哥达天文台，但一开始他称他找到了一颗彗星。此后皮亚齐生病了，无法继续他的观察。而他的发现报告用了很长时间才到达哥达，此时那颗星已经向太阳方向运动，无法再被找到了。

高斯的研究

摄影术进入天文学

1890年摄影术进入天文学，为天文学的发展给予了巨大的推动。此前要发现一颗小行星天文学家必须长时间记录每颗可疑的星的位置，比较它们与周围星位置之间的变化。但在摄影底片上一颗相对于恒星运动的小行星在底片上拉出一条线，很容易就可以被确定。而且随着底片的感光度的增强它们很快就比人眼要灵敏，即使比较暗的小行星也可以被发现。摄影术的引入使得被发现的小行星的数量增长巨大。1990年电荷藕合元件摄影的技术被引入，加上计算机分析电子摄影的技术的完善使得更多的小行星在很短的时间里被发现。今天已知的小行星的数量约达22万。

一颗小行星的轨道被确定后，天文学家可以根据对它的亮度和反照率的分析来估计它的大小。为了分析一颗小行星的反照率一般天文学家既使用可见光也使用红外线的测量。但这个方法还是比较不可靠的，因为每颗小行星的表面结构和成分都可能不同，因此对反照率的分析的错误往往比较大。

比较精确的数据可以使用雷达观测来取得。天文学家使用射电望远镜作为高功率的发生器向小行星投射强无线电波。通过测量反射波到达的速度可以计算出小行星的距离。对其它数据（衍射数据）的分析可以推导出小行星的形状和大小。此外，观测小行星掩星也可以比较精确地推算小行星的大小。

小行星的研究

在进入太空旅行的年代之前，小行星即使在最大的望远镜下也只是一个针尖大小的光点，因此它们的形状和地形仍然是未知的奥秘。

1971年水手9号拍摄到的傅博斯和戴摩斯照片，这是第一次获得小行星的特写镜头，这两个小天体虽然都是火星的卫星，但可能都是被火星捕获的小行星。这些图像显示出多数的小行星不规则、像马铃薯的形状。之后的航海家计划计划从气体巨星获得了更多小卫星的影像。

1991 年以前，人们都是通过地面观测以获得小行星的数据。

1991年，前往木星的太空船伽利略号飞掠过的951 盖斯普拉（Gaspra），拍摄到第一张真正的小行星特写镜头，1993年，伽利略号飞掠过243 艾女星和他的卫星载克太（Dactyl）。

1997年，第一个专门探测小行星的太空计划是会合-舒梅克号，在前往433 爱神星的途中，拍摄了253 玛秀德（Mathilde），在完成了轨道环绕探测之后，在2001年成功的降落在爱神星上。

1997年 6月27日，NEAR 探测器与 253 Mathilde 小行星擦肩而过。这次难得的机会使得科学家们第一次能够近距离地观察这颗富含碳的 C 型小行星。由于 NEAR 探测器并不是专用对其进行考察的，这次访问成为至今对它进行的唯一的一次访问。NEAR是用于在 1999年 1 月对 Eros 小行星进行考察的。

1999年，深空1号拜访了9969 布雷尔（Braille）

2002星尘号拜访了安妮法兰克（Annefrank）。

2005年9月，本的太空船隼鸟号抵达25143 系川做了详细的探测，并且可能携带回一些样品回地球。隼鸟号的任务曾遭遇到一些困难，包括三个导轮坏了两个，使它很难维持对向太阳的方向来收集太阳能。

接下来的小行星探测计划是欧洲空间局的罗塞塔号（已于2004年发射升空），预计在2008年和2010年分探测2867 Šteins和21 鲁特西亚。

2007年美国国家航空航天局发射了黎明号太空船，将要在2011至2015年间环绕谷神星和灶神星，还可能延长任务去探测智神星。

地面观察

天文学家们已经对不少小行星作了地面观察。一些知名的小行星有 Toutais、Castalia、Vesta 和 Geographos 等。对于小行星 Toutatis、Castalia 和Geographos，天文学家是在它们接近太阳时，在地面通过射电观察研究它们的。Vesta 小行星是由哈勃太空望远镜发现的。

形成原因

一开始天文学家以为小行星是一颗在火星和木星之间的行星破裂而成的，但小行星带内的所有小行星的全部质量比月球的质量还要小。今天天文学家认为小行星是太阳系形成过程中没有形成行星的残留物质。木星在太阳系形成时的质量增长最快，它防止在今天小行星带地区另一颗行星的形成。小行星带地区的小行星的轨道受到木星的干扰，它们不断碰撞和破碎。其它的物质被逐出它们的轨道与其它行星相撞。大的小行星在形成后由于铝的放射性同位素26Al（和可能铁的放射性同位素60Fe）的衰变而变热。重的元素如镍和铁在这种情况下向小行星的内部下沉，轻的元素如硅则上浮。这样一来就造成了小行星内部物质的分离。在此后的碰撞和破裂后所产生的新的小行星的构成因此也不同。有些这些碎片后来落到地球上成为陨石。

星体结构

通过光谱分析所得到的数据可以证明小行星的表面组成很不一样。按其光谱的特性小行星被分几类：

C-小行星：这种小行星占所有小行星的75%，因此是数量最多的小行星。C-小行星的表面含碳，反照率非常低，只有0.05左右。一般认为C-小行星的构成与碳质球粒陨石（一种石陨石）的构成一样。一般C-小行星多分布于小行星带的外层。

S-小行星：这种小行星占所有小行星的17%，是数量第二多的小行星。S-小行星一般分布于小行星带的内层。S-小行星的反照率比较高，在0.15到0.25之间。它们的构成与普通球粒陨石类似。这类陨石一般由硅化物组成。

M-小行星：剩下的小行星中大多数属于这一类。这些小行星可能是过去比较大的小行星的金属核。它们的反照率与S-小行星的类似。它们的构成可能与镍-铁陨石类似。

E-小行星：这类小行星的表面主要由顽火辉石构成，它们的反照率比较高，一般在0.4以上。它们的构成可能与顽火辉石球粒陨石（另一类石陨石）相似。

V-小行星：这类非常稀有的小行星的组成与S-小行星差不多，唯一的不同是它们含有比较多的辉石。天文学家怀疑这类小行星是从灶神星的上层硅化物中分离出来的。灶神星的表面有一个非常大的环形山，可能在它形成的过程中V-小行星诞生了。

地球上偶尔会找到一种十分罕见的石陨石，HED-非球粒陨石，它们的组成可能与V-小行星相似，它们可能也来自灶神星。

G-小行星：它们可以被看做是C-小行星的一种。它们的光谱非常类似，但在紫外线部分G-小行星有不同的吸收线。

B-小行星：它们与C-小行星和G-小行星相似，但紫外线的光谱不同。

F-小行星：也是C-小行星的一种。它们在紫外线部分的光谱不同，而且缺乏水的吸收线。

P-小行星：这类小行星的反照率非常低，而且其光谱主要在红色部分。它们可能是由含碳的硅化物组成的。它们一般分布在小行星带的极外层。

D-小行星：这类小行星与P-小行星类似，反照率非常低，光谱偏红。

R-小行星：这类小行星与V-小行星类似，它们的光谱说明它们含较多的辉石和橄榄石。

A-小行星：这类小行星含很多橄榄石，它们，主要分布在小行星带的内层。

T-小行星：这类小行星也分布在小行星带的内层。它们的光谱比较红暗，但与P-小行星和R-小行星不同。

过去人们以为小行星是一整块完整单一的石头，但小行星的密度比石头低，而且它们表面上巨大的环形山说明比较大的小行星的组织比较松散。它们更象由重力组合在一起的巨大的碎石堆。这样松散的物体在大的撞击下不会碎裂，而可以将撞击的能量吸收过来。完整单一的物体在大的撞击下会被冲击波击碎。此外大的小行星的自转速度很慢。假如它们的自转速度高的话，它们可能会被离心力解体。今天天文学家一般认为大于200米的小行星主要是由这样的碎石堆组成的。而部分较小的碎片更成为一些小行星的卫星，例如：小行星87便拥有两颗卫星。

相关介绍

在进入太空旅行的年代之前，小行星即使在最大的望远镜下也只是一个针尖大小的光点，因此它们的形状和地形仍然是未知的奥秘。

第一次获得小行星的特写镜头是1971年水手9号拍摄到的傅博斯和戴摩斯照片，这两个小天体虽然都是火星的卫星，但可能都是被火星捕获的小行星。这些图像显示出多数的小行星不规则、像马铃薯的形状。之后的航海家计划计划从气体巨星获得了更多小卫星的影像。

第一张真正的小行星特写镜头是由前往木星的太空船伽利略号在1991年飞掠过的951 盖斯普拉（Gaspra），然后是1993年的243 艾女星和他的卫星载克太（Dactyl）。

第一个专门探测小行星的太空计划是会合-舒梅克号，他在前往433 爱神星的途中，于1997年拍摄了253 玛秀德（Mathilde），在完成了轨道环绕探测之后，在2001年成功的降落在爱神星上。

曾经被太空船在其他目地的航程中简略拜访过的小行星还有9969 布雷尔（Braille）（深空1号于1999年）和安妮法兰克（Annefrank）（星尘号于2002年）。， 在2005年9月，日本的太空船隼鸟号抵达25143 系川做了详细的探测，并且可能携带回一些样品回地球。隼鸟号的任务曾遭遇到一些困难，包括三个导轮坏了两个，使他很难维持对向太阳的方向来收集太阳能。接下来的小行星探测计划是欧洲空间局的罗塞塔号（已于2004年发射升空），预计在2008年和2010年分探测2867 Šteins和21 鲁特西亚。

在2007年美国国家航空航天局发射了黎明号太空船，将要在2011至2015年间环绕谷神星和灶神星，还可能延长任务去探测智神星。

小行星已经被建议做为未来的地球资源来使用，做为罕见原料的采矿场，或是太空休憩站的修建材料。从地球发射是很笨重和昂贵的材料，未来或许能直接从设在小行星上的太空工厂直接制造和开采。

折叠小行星带的小行星

约90%已知的小行星的轨道位于小行星带中。小行星带是一个相当宽的位于火星和木星之间的地带。谷神星、智神星等首先被发现的小行星都是小行星带内的小行星。

火星轨道内的小行星

火星轨道内的小行星总的来说分三群：

阿莫尔型小行星群：这一类小行星穿越火星轨道并来到地球轨道附近。其代表性的小行星是1898年发现的小行星433，这颗小行星可以到达离地球0.15天文单位的距离。1900年和1931年小行星433来到地球附近时天文学家用这个机会来确定太阳系的大小。1911年发现的小行星719后来又失踪了，一直到2000年它才重新被发现。这个小行星组的命名星小行星1221阿莫尔的轨道位于离太阳1.08到2.76天文单位，这是这个群相当典型的一个轨道。

阿波罗小行星群：这个小行星群的小行星的轨道位于火星和地球之间。这个组中一些小行星的轨道的偏心率非常高，它们的近日点一直到达金星轨道内。这个群典型的小行星轨道有1932年发现的小行星1862阿波罗，它的轨道在0.65到2.29天文单位之间。小行星69230在仅1.5月球距离处飞略地球。

阿登型小行星群：这个群的小行星的轨道一般在地球轨道以内。其命名星是1976年发现的小行星2062阿登。有些这个组的小行星的偏心率比较高，它们可能从地球轨道内与地球轨道向交。

这些小行星被统称为近地小行星。近年来对这些小行星的研究被加深，因为它们至少理论上有可能与地球相撞。比较有成绩的项目有林肯近地小行星研究计划（LINEAR）、近地小行星追踪（NEAT）和洛维尔天文台近地天体搜索计划（LONEOS）等。

在其它轨道上小行星

在其它行星轨道的拉格朗日点上运行的小行星被称为特洛伊小行星。最早被发现的特洛伊小行星是在木星轨道上的小行星，它们中有些在木星前，有些在木星后运行。有代表性的木星特洛伊小行星有小行星588和小行星1172。1990年第一颗火星特洛伊小行星小行星5261被发现，此后还有其它四颗火星特洛伊小行星被发现。

土星和天王星之间的小行星

土星和天王星之间的小行星有一群被称为半人马小行星群的小行星，它们的偏心率都相当大。最早被发现的半人马小行星群的小行星是小行星2060。估计这些小行星是从柯伊伯带中受到其它大行星的引力干扰而落入一个不稳定的轨道中的。

柯伊伯带带的小行星

全称为艾吉沃斯-柯伊伯带（英语：Edgeworth-Kuiper belt;EKB，一般简称作柯伊伯带，或译作古柏带、库柏带等） 黄色点环为柯伊伯带（Kuiper Belt)

外海王星天体及类似天体：半人马小行星

外海王星天体，柯伊伯带，类QB1天体，类冥天体，2:1共振天体，黄道离散天体，欧特云 Oort，海王星以外的小行星属于柯伊伯带，在这里天文学家们发现了最大的小行星如小行星50000等。

水星轨道内的小行星（水内小行星）

虽然一直有人猜测水星轨道内也第二街有一个小行星群，但至今为止这个猜测未能被证实。

[行成]有一些近地小行星离距离地球很近，它们本来是一些小陨石但经过地球被引力吸住了，这是近地小行星.

小行星对地球的威胁

近日，位于夏威夷的哈雷阿克拉休眠火山顶部的PS1望远镜开始全天候运行，这部望远镜拥有世界上最大的数码摄像机，每天能够拍摄数百张高清照片，为威胁地球的小行星发布通缉令了。

近地小行星

要说可能撞上地球的小行星，恐怕就要谈谈近地小行星了。

何为近地小行星

近地小行星指的是轨道与地球轨道相交的小行星。目前已知直径4公里的近地小行星有数百个，除此之外，可能还存在成千上万个直径大于1公里的近地小行星。

据天文学家测算，这些近地小行星可能已经在自己的轨道上运行了1000万至1亿年，而它们最终的命运不是与内行星（水星和金星的绕日运行轨道在地球轨道以内，称内行星）碰撞，就是在接近行星时被弹出太阳系。

小行星的大威胁

近地小行星究竟距地球有多近呢？20世纪30年代，近地小行星频繁造访地球。1936年2月7日，小行星阿多尼斯星在距地球220万公里的地方掠过地球。1937年10月30日，“赫米斯”星更是吓了人们一大跳，它跑到地球身旁的70万公里处。

几十万公里在普通人看来可能遥不可及，但在天文学家眼里却是近在咫尺。如果这些小行星在运行中“遭遇”什么“不幸”（如受地心引力作用），弄不好就会撞上地球。

天文学家认为，尽管有些小行星轨道并不与地球轨道完全重合，有一定的倾角，但由于小行星在大行星的摄动下，轨道会和地球轨道相交，与地球相撞也就并非耸人听闻。

面对来自近地小行星的威胁，各国纷纷采取密切的监视与追踪措施，但还是有小行星成为漏网之鱼。2002年6月6日，一颗直径约10米的天体撞击地中海。该天体在大气层中引爆燃烧，释放出的能量大约相当于2.6万吨三硝基甲苯（黄色炸药），与中型核武器爆炸释放的能量相当。而当时印巴正处于核战边缘，如果这颗小行星撞击在该区域，后果不堪设想。

恐龙灭绝碰撞说

小行星碰撞说认为：大约在6500万年前，一颗宽10公里的小行星与地球相撞，猛烈的碰撞卷起了大量的尘埃，使地球大气中充满了灰尘并聚集成尘埃云，厚厚的尘埃云笼罩了整个地球上空，挡住了阳光，使地球成为“暗无天日”的世界，这种情况持续了几十年。缺少了阳光，植物赖以生存的光合作用被破坏了，大批的植物相继枯萎而死，身躯庞大的食草恐龙每天要消耗几百几千千克植物，它们根本无法适应这种突发事件引起的生活环境的变异，只有在饥饿的折磨下绝望地倒下；以食草恐龙为食源的食肉

恐龙也相继死去。1991年美国科学家用放射性同位素方法，测得墨西哥湾尤卡坦半岛的大陨石坑（直径约180千米）的年龄约为6505.18万年。从发现的地表陨石坑来看，每百万年有可能发生三次直径为500米的小行星撞击地球的事件。更大的小行星撞击地球的概率就更小了。

行星撞地球的概率

有了如此缜密的观测，小行星撞上地球的几率究竟有多高呢？

地球反复受伤

历史上曾经发生过多次小行星撞地球的事件。

有关恐龙灭绝的原因，一直众说纷纭，现在一项重要研究称，有确凿证据可以证明，恐龙是在一颗小行星（大小相当于威特岛）撞上地球后的几周内全部死亡的。

6500万年前的撞击使大量尘埃升入大气层，导致连续剧烈地震，北美洲发生森林大火，烟尘遮天蔽日，使半数物种走向灭亡。这次大灭绝事件还消灭了类鸟翼龙和大型海洋爬行动物，为哺乳动物成为地球上的优势种群铺平道路。

1908年6月30日上午7时17分，俄罗斯西伯利亚埃文基自治区发生大爆炸，这就是著名的通古斯大爆炸。爆炸威力相当于10-15百万吨TNT炸药，超过2150平方公里内的6千万棵树焚毁倒下。

虽然这次爆炸的原因至今仍是个迷，但撞击说还是很盛行，如陨石撞击说、彗星撞击说和行星撞击说等。

概率比想象高

究竟小行星撞地球的概率有多高呢？

据天文学家研究认为，直径大于1公里的小行星撞击地球的概率为每10万年1次，但仅此一次就可能毁灭地球。而直径接近10米的天体撞上地球的概率仅为每3000年一次。一些科学家认为，小行星撞地球的风险被严重低估了。

不过，据南京紫金山天文台专家根据观测得出结论，近20年内应该不会有小行星和地球相撞。

小行星2014年可能撞地球几率为90万分之一

中新网2003年9月3日电英国和美国的研究部门警告说，一颗小行星可能在2014年撞击地球，不过机率是90多万分之一。

据英国广播公司消息，英国政府的近地天体研究中心说，美国的天文学家发现了一颗体积“庞大”和快速运行的小行星，它可能在2014年3月21日撞击球。

不过科学家们估计，这颗被称为“2003QQ47”的小行星撞击地球的机率是909000分之一。

他们进一步指出，从陆续收集到的最新数据表明，可能发生撞击的风险将继续减少。

虽然这颗小行星撞击地球的机率甚低，基于这颗小行行的体积和速度，还是值得科学家们对它进行观察的。

这颗“大石头”的直径不足一英里，而且它的体积只是6500万年前据信导致恐龙绝种的一颗小行星的十分之一。

不过，它的速度是每秒钟20英里，每分钟的速度高达120英里。由于速度快速，如果撞击地球，它能够在地球上造成灾难性的影响。

美国的天文学家将在未来两个月密切观察“2003QQ47”小行星的动态。

艺术家眼中的小行星撞地球情景

英国一太空研究专家曾称一颗巨大的名为2002 NT7的小行星将于17年内撞击地球，届时地球上的生命将遭受毁灭性的打击。据称这个小行星是迄今为止所探测到对地球威胁的最大的物体，它的直径约两公里，预料撞击速度达每秒28公里，无论撞落在地球五大洲的任何一地，都足以摧毁整个洲块，并造成全球性的气候剧变。

发布联合通缉令

面对可能发生的小行星撞击事件，各国天文学家高度重视，并且向这些淘气鬼发出了通缉令。

最大摄像机预警

本次美国启用的PS1天文望远镜，负责测绘地球附近直径300米到1公里的小行星。300米的小行星如果撞击地球上的居住区，将造成重大区域性破坏，如果是1公里的小行星就会造成全球灾难。

现在PS1每隔30秒就会对36个月球大小的天空范围拍摄一张1400兆像素的照片，每天夜里收集的数据足以装满1000张DVD，而每张照片都可以打印成一张足以覆盖半个篮球场的300-dpi图片。

虽然还未发现企图撞击地球的小行星，但天文学家通过PS1望远镜在一个月里发现的天文爆炸现象（如超新星爆发）比整个天文界在一年中发现的还要多。

观测预警已进行

其实，各国天文学家一直没有放弃对近地小行星的密切观察。

2001年，英国宣布建设新的研究中心，专门研究近地小行星和彗星等天体与地球相撞的几率，以便为公众提供准确客观的信息。该中心的任务包括：提供近地天体的数量和位置的资讯，评估它们撞上地球、造成灾害的几率等。

2009年，美国宇航局就发射了一部新望远镜，用于搜寻宇宙中尚未被发现的天体，其中包括可能对地球构成威胁的小行星和彗星。这架望远镜名为“广域红外探测器”（简称WISE），将利用红外照相机探测“哈勃”等其它在轨望远镜可能错过的发光、发热天体。

去年，俄罗斯发现有一颗小行星可能撞上地球，政府更考虑向太空发射一种特殊的航天器，将其撞离轨道，俄罗斯还准备邀请美国、欧洲和中国的航天机构共同参加这次“拯救地球计划”。

中国在观测预警方面也是投入巨资，中科院紫金山天文台就建设了一台近地天体探测望远镜，是目前中国第一台专门用于搜索近地小行星杀手的望远镜，其观测能力居全国第一，世界第五。天文台专家借着这双“慧眼”，已经发现了近800颗小行星并且获得了国际临时编号。

本世纪面临大冲撞

目前有近700个近地小行星被列入危险名单，在这其中，让很多天文专家关注的，是一颗叫做“阿波非斯”的近地小行星。

“阿波非斯”2036年撞地球？

“阿波非斯”2029年撞上地球的危险虽然已被排除，但2036年仍然存在着与地球发生碰撞的可能性，虽然其中还存在着变数，但万一碰撞后果不堪设想。

科学家通过阿雷西波天文望远镜，对“阿波非斯”的运行轨道进行了精确推算，预测2036年其撞地的概率是百万分之四，2068年撞地的概率是三十三万分之一。在天文学上，这绝对属于非常高的概率。

只不过“阿波非斯”神出鬼没，能够观测的时间非常有限，一般两到三年，它才会出现在我们的视野中，时间也只有一到两个晚上。

还有高危行星现身

“阿波非斯”危险性已经很高，另一颗代号为2000SG344的小行星很可能在2071年撞击地球，它与地球“碰面”的可能性约为千分之一，撞击能量相当于100颗广岛原子弹。

这颗小行星的确是迄今为止人类发现的最危险的小行星。它的运行轨道与地球极为近似，绕太阳公转一周的时间为354天（地球周期为365天）。这颗小行星的转向是与地球一致的，虽然不会“迎头相撞”，却有可能在2071年轨道重合。

国际天文学界对这颗小行星还不甚了解，只是从它的亮度判断其直径大约为30到70米，这种判断的前提条件是它必须是一个普通的小行星。但如果它是金属物体，那么它的体积就要小得多，不过目前观测者还“看不清”它的物质结构，所以对其是否会跟地球打遭遇战，还很难说。

面对碰撞有办法

面对小行星对地球安全的威胁，我们是否束手无策呢？

紫金山天文台的专家表示，虽然小行星撞击威力与大地震、严重气象灾害等不相上下，但它是人类可能避免的重大自然灾害。

首先，危险小行星处于天文专家监控下，能够精确预测小行星的飞行轨道。在撞击即将到来时，也可以用相应的方法改变小行星轨道。

具体方案有几种。首先就是用机械力改变轨道，即发射人造天体到太空后，把它调整到和小行星平行，并使两者的相对速度为零，然后用机械力推小行星一下，它就会改变轨道了。

其次还可以用改变颜色的方式以改变小行星轨道。如果原来小行星是灰的，可以将它变成纯黑，物体的颜色可决定吸收热量的多少，轨道也会随之改变了。

再次，爆炸法也可以实现小行星轨道的改变。对于组成元素是铁质的、结构结实的行星，可以利用导弹或是核装置对其进行攻击，理想的状态是将它炸成一分为二的两部分，这样质量就发生了变化，轨道也就跟着变了。

最后就是通过给小行星安“太阳帆”，即在小行星体表面上安装一台大型火箭发动机，或者一个“太阳帆”，把行星从地球的轨道上推开。

黄土高原是如何形成的？

黄土高原上覆盖着一层厚度为50~80米的黄土，而这高原上黄土厚度最厚的地方居然能达180米，且其占地球黄土的总量也高达70%。全球那么多的黄土集中到了黄土高原之上，这必然会使很多人产生那么一个疑问，黄土高原到底是怎么形成的呢？那么多的黄土到底是如何产生的呢？为什么地球上的其他地方没有那么厚的黄土？这高原上的黄土到底是“土生土长”的呢？还是从别的地方收刮转移过来的呢？

其实，很多人都已经知道，黄土高原上的黄土绝对不可能是土生土长地从其原有的地壳上经常年月累地逐渐风化形成的，而其大量的黄土得以在那里堆积的根本原因是被大风刮来的，也就是说，黄土高原的形成，那是被一些带着黄土尘的风给吹落而成的。

那么，为什么这“黄土风”到底是怎么形成的呢？为什么它只吹到了黄河上游而不吹到其他的地方？

其实，要理解黄土高原为什么会成为黄土高原，我们需要了解的关键点有三个：第一，地球上的土壤到底是哪里来的；第二，黄土高原的位置及地貌；第三，地球上空信风的流动方向。知道了这三个关键点，我们也就能从根本上明白黄土高原到底是如何形成的了。

第一，地球上的土壤到底是哪里来的

地球形成之初基本没有石头，没有沙子，更没有泥土，它完完全全的就是一个完整的地壳岩石层，这个岩石层是需要经过漫长的侵蚀风化才逐渐地形成沙子形成泥土的。

地球上的泥土形成的途径有两条，第一条就是热胀冷缩，也即是早期最表层的地壳被太阳直射加热，然后这热又被蒸发到天上的水蒸气形成雨落下而反复地浇流冷却，进而最表层的地壳破裂碎化而成的。第二条是化学腐蚀，也即是说早期的地球二氧化碳含量非常高，其所下的雨基本上都是酸雨，酸雨作用于岩石层的表面，然后使岩石层被腐蚀风化，进而形成泥沙跟土壤。

其实这也就是为什么地球上的平均土壤厚度仅有0.5米厚的原因了，因为地表之下深于0.5米的，阳光晒不到，加热不了，而雨水也难以浸湿，腐蚀不了，所以0.5米以下的岩石层也就无法再形成土壤了。

只有岩石的碎化，风化，土壤化，这才能使得风在流动的时候有机会带上它们，将它们刮走，刮到其他地方去。

第二，黄土高原的位置及地貌

3000万年前，南亚次大陆，也即是印度这个版块的大陆与欧亚大陆对撞，而到了250万年前，这对撞的地方逐步地被推高隆起而形成了六七千米以上的山脉（喜马拉雅山脉）。这个山脉就像一堵墙，它在阻断了来自于印度洋的暖湿气流流向中国内地的同时，也因为这条山脉的原因，北极地区往下的高压气流因无法再往下流而转向地把中国西北地区的土层给卷裹到了黄河上游的地区了。

这北下的高压气流猛刮中国西北地区，这其实也就是为什么今天的西北地区会有那么多的戈壁滩（没有土层的碎石裸露区）的原因，因为很多的尘土及沙粒都被这股强劲的北风高压气流给刮走了。那么这些尘土跟沙粒被刮去了哪里？答案肯定就是黄土高原那里了。这就是黄土高原得以形成的第一大原因。

第三，地球上空信风的流动方向

地球上空有一种风叫信风，也就是一年四季都会有一个固定流动方向的风。而信风主要有两个成因，第一是地球的自转，地球实体的自转速度是要比其大气的自转速度要快的，而这不统一的速度形成了地球上的第一个固定横向气流风道。第二是大气热胀，阳光直射地球赤道附近使得赤道附近的大气能得到比其他地区更多的热量而被加热，进而导致大气膨胀升腾并向地球两极方向吹落而形成了地球上的第二个固定纵向气流风道。

第一个横向的固定风道与第二个纵向的固定风道的合力，也即是因这两个风道的综合受力方向所形成的风就是信风。信风卷裹着地面上最细微的尘埃在大气流中跑，任何的流体都会形成湍流，而湍流的中心会形成一个静止的气旋，比如说像台风，它的台风眼就是那个静止的气旋。那么像信风这样的流体，它的静止气旋在哪里呢？很巧，它恰好就在黄河的上游，也即是黄土高原上方。

悬挂在黄土高原上方的信风眼由于受力的原因，一些被卷裹在信风中的细微尘埃会在那里开始沉降，并最终落到黄土高原之上，而这就是黄土高原得以形成的第二大原因。

总结：黄土高原上的黄土，真的是大风刮来的，而大风为什么会将土给刮到黄河上游这块地区，这个最原始的原因就要问印度板块为什么要撞向亚欧板块了，因为板块的相撞导致喜马拉雅山脉的隆起，最终改变了风向。

2020任务进展如何？

近日，NASA为了2020年的火星登陆任务在加州死亡谷上空展开了相关测试。一台安装在空客直升机上的着陆器视觉系统（Lander Vision System，以下简称LVS）工程原型机进行了一系列预先计划好的演习，进而通过对其收集和分析山区沙漠景观图像的能力的测试来实现着陆导航。

在另一个星球着陆是一项危险的操作，其失败率通常都非常高。其中一个原因是，到目前为止，每一次这样的着陆都相当于是盲操作。尽管现代航天器已经具备了一些令人印象深刻的自主功能，但除了粗糙的雷达，它们没有其他方法来探测着陆地点。

反之，每次着陆都是基于预先加载的导航指令，该指令将着陆器放置在一个椭圆区域内，这个椭圆区域是根据平坦程度和环形山、巨石和裂缝的情况而选择的。从本质上讲，想要在外星着陆成功从一开始能做的就是祈求好运。

作为地形相对导航(TRN)制导系统的一部分，LVS将于2021年2月18日引导Mars 2020号宇宙飞船在火星大瑟提斯高原的Jezero陨石坑着陆。LVS是一个集成螺栓式传感器组件，为机载计算机提供关于地形相对位置、速度、姿态和高度的连续数据流。它由现成的组件组成，通过一个用于特征跟踪和速度估计的摄像头来实现这一点，而一个两用闪光激光雷达则用于寻找地表危险。

据了解，LVS将通过在着陆器下降过程中建立一个地形图来让计算机选择一个安全的着陆地点。这样做的好处不仅可以瞄准特定的地点，而且遇到燃料不足的情况还可以在着陆器飞行范围内从其他相对安全的地点进行选择。

这不仅是为了提高安全着陆的几率，而且还能允许任务规划者从科学的角度使任务更加成功。科学家们想要去的地方通常离传统的着陆点太远，探测器无法到达。在LVS和TRN系统的帮助下，人们希望2020年的火星能够以更小的椭圆轨道降落在更危险的地区。

Mars 2020计划于在明年7月的某个时候从卡纳维拉尔角空军基地发射升空。

八大行星的环境特征？

1、水星：最小最轻的行星，唯一没有大气层的行星，布满环形山，与太阳同时起落，古时叫“辰星”，没有卫星。

2、金星：最亮的行星，又叫“启明星”，与地球距离最近的行星，没有卫星。

3、地球：地球内部有地核、地幔、地壳结构，地球外部有水圈、大气圈以及磁场。地球是目前宇宙中人类已知存在生命的唯一天体，是包括人类在内上百万种生物的家园。

4、火星：多种条件与地球类似，是人们最感兴趣的行星。

5、木星：最大最重的行星，南半球有一个大红斑。

6、土星：拥有最美丽的光环，卫星数量最多。

7、天王星：躺在公转轨道上运动。

8、海王星：首先算出轨道才找到的行星，是“笔尖上的行星”。

行星状星云是怎样形成的？

说来可能让你失望，天文学家对行星状星云的前身星研究得并没有那么的清楚；我们知道小质量恒星演化到晚期会进入一个核心是C和O，包层里的He在核聚变的渐进巨星支, AGB阶段。这是一个非常复杂的演化阶段，不过我们知道在这个时期，恒星会通过辐射驱动的星风把恒星稀疏的包层吹散，其中有一部AGB星的包层会以美丽的行星状星云的形式呈现给我们。但是现在的研究显示，不可能所有的小质量恒星都以行星状星云谢幕，不然我们在夜空里会看到更多美丽的“蝴蝶”“沙漏”和“哑铃”。有证据认为，行星状星云那炫目的多层和对称的结构可能是AGB星风和其伴星相互作用的结果，而且，似乎恒星需要比太阳再重那么一点才配拥有这个炫目的结局。

但不管如何，太阳质量的恒星终究会在红巨星和渐进巨星支上把自己的大气包层撒播到四方。虽然太阳这个量级的恒星无法驱动狂暴的星风，但持之以恒的努力也可以让这些物质被抛洒到太阳周围几光年甚至几十光年的地方。这些物质在短期内会以电离和中性气体的形式存在，如果条件合适，它们会逐渐和银河系里弥漫的星际介质混合，冷却；幸运的话也许会为未来的恒星形成贡献自己的力量。

但这个过程可能不像你想的那么简单。并不是太阳损失的物质可以直接在太阳周围继续形成恒星。恒星形成的过程，简而言之，就是自引力束缚冷分子气体云最致密的地方的坍缩导致的。这里面：“自引力束缚”，“冷气体”，和“最致密”都是关键词。显然太阳死亡时贡献出的向外运动的，稀薄的，电离和中性气体是不符合这个要求的。只有假以时日，配合合适的物理条件，这些气体才有机会在下一代恒星里重获新生。虽然这样的条件看似苛刻，但银河系浩瀚的尺度和庞大的恒星基数让这些过程无时不刻不在上演着，而我们就是这些过程会呼吸的证据。

值得一体的是，小质量恒星的末期温度较低的大气包层里是各种复杂星际分子和尘埃滋生的温床。说来可能难以相信，但像多环芳香烃(PAH)这样包含苯环的复杂有机分子都能在恒星晚期的大气里面形成，并随着恒星包层的星风损失进入星际介质，在随后的星际介质演化和恒星形成过程里扮演着耐人寻味的角色。

提到行星，天文学家可是发现过围绕着白矮星和中子星的行星的，换句话说，有的行星可以坚强到从宿主恒星的死亡中幸存下来的。