小行星

小行星（英语：Asteroid，希腊语：Αστεροειδής）是围绕太阳公转的小型石质天体，直径通常在10米至1000公里之间，小于10 米时则称之为流星体。第26届大会对太阳系行星进行了新的定义（RESOLUTION 5A），按照该定义，太阳系天体被分为行星、矮行星以及太阳系小天体（Small Solar System Body，SSSB）三类。通常所说的小行星仅指内太阳系（木星轨道以内）的小天体（SSSB）。

根据小行星中心的数据，至2020年12月31日，太阳系内已有1026572颗小行星被确认（包含外太阳系小天体），其中约57%已有正式编号。绝大部分位于火星和木星之间，还有一部分轨道接近地球，称为近地小行星，截至目前已发现2.7万多颗。小行星一般分为三种类型：C型、M型和S型。这些以碳质、金属和硅质组合物命名，通常分别用碳质、金属和硅质组合物标识。小行星的尺寸差异很大，最大的谷神星直径近1000公里（600英里），但在柯伊伯带内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如创神星（50000 Quaoar ）直径为1280千米，阋神星（136199 Eris）甚至和冥王星（134340 Pluto）差不多大。这些小行星保存着太阳系形成演化的原始信息，是目前国际深空探测的热点，行星科学研究的前沿。

近地小行星可能威胁地球上的生命，小行星撞击事件导致了白垩纪古近纪大灭绝，并在地球上留下了陨石坑，在2021年小行星毁神星掠过地球，科学家们利用这次机会测试全球小行星防御系统和评估小行星撞击地球的概率。目前，成功实施的小行星探测任务共计6次，实现了飞越、伴飞、采样返回等多种方式的探测，美国航空航天局和日本宇宙航空研究开发机构发射过专门的小行星飞行任务。美国航天局的近地天体探测器Shoemaker号研究了爱神星，Dawn号观测了灶神星和谷神星。日本宇宙航空研究开发机构的Hayabusa and Hayabusa2飞行任务分别对Itokawa a和Ryugu进行了研究并送回了样本。OSIRIS-REx研究了Bennu，于2020年采集样本，并于2023年送回地球。美国国家航空航天局的Lucy号于2021年发射，它将研究十颗不同的小行星，其中两颗来自主带，八颗是木星特洛伊木马。2023年10月发射的Psyche将研究一颗同名的金属小行星。

形成与演化

关于这些小行星的成因，目前天文学家普遍认可的观点是小行星一般被认为是由太阳系形成时期的微行星（Planetesimal）演变而来，是发现数量最多的太阳系天体。尽管已发现了数量相当庞大的小行星，当中只有极少数的直径大于100公里。太阳系形成过程中，木星的质量增长速度最快，当木星质量增长到接近目前状态时，其引力扰动将抑制轨道范围内另一颗行星的形成。在木星引力扰动作用下，小行星主带内的残余物质将不断碰撞和破碎，无法聚集形成行星，最终形成小行星主带中的小行星。其余一些碎片更是被驱赶出它们的轨道，与其它行星相撞，成为其它行星的一部分，或成为柯伊伯带小行星等太阳系小天体。

命名相关

根据国际协定，国际天文学联合会（IAU）负责批准太阳系小天体（SSSBs）的命名。国际天文学联合会小天体命名工作组（WGSBN）是执行这项任务的机构。若小天体的轨道足够精确，并且小行星中心已为其分配永久编号，发现者就可以为其命名。小天体可通过发现时分配的临时编号和后来分配的 MPC 永久编号唯一识别。传统上，许多小天体会以神话人物、行星科学家、天文学家，以及其他领域有成就的科学家、工程师和技术人员来命名。发现者也可以使用对于个人而言有意义的名字来命名小天体。

特别要说明的是：小行星是唯一一类可以由发现者提名，并经国际组织审准，从而得到国际公认名字的天体（不可以用发现者自己的名字）。除彗星可以用发现者名字命名外，发现其他任何天体，都不可以命名。

给小行星命名，基本流程为拿到小行星永久编号及命名权，之后向 MPC 递交命名建议并获得通过。详细来说：第一步：拿到小行星永久编号及命名权，首先需要发现一颗未知小行星。当任何机构或者个人发现了一颗新的小行星，需要向IAU的小行星中心（Minor Planet Center ，MPC）进行报告，当这个冲日周期内有两晚以上数据时，这颗小行星会给予一个临时编号，相当于一个临时身份证。

临时编号由三部分组成（以2011 YL4为例）：2011：发现年份； Y：第一个字母表示发现的（半）月份。A表示1月上旬，B表示1月下旬，Y表示12月下旬（不使用字母“I”，因为容易和数字“1”混淆）。 L4：第二个字母和后面的数字联合表示该半个月之内发现的顺序号。如2011 YL4是2011年12月下旬发现的第（11+4×25）=111颗。其中，A表示第一颗，B是第二颗、Z是第25颗、A1是第26颗、 Z1 是第50颗、（不使用字母I）；有些情况下，也使用紧凑格式，如J96T01V，其中J96表示1996。

特别要注意的是，根据新规则临时编号跟发现权命名权无关，所以新规则下，有临时编号不代表可以拿命名权，没有拿到临时编号也不一定拿不到命名权。接下来需要确定小行星的准确的轨道。需要积累这颗小行星至少4次冲日周期数据，只有在冲日周期足够多，数据也足够多，小行星的轨道不确定性uncertainty=0的时候，才可以申请获得永久编号。这个过程通常都很长，几年甚至几十年。小行星获得永久编号后，发现者就享有了该小行星的命名权。

另外按照现行的规定，一颗小行星在获得永久编号之后，其发现者获得10年窗口期给这颗小行星起名。过了这个窗口期，发现者就失去优先提名权了。其中还涉及到命名权归属的新规则跟老规则的变化。而且获得命名权的发现者，多数并不是第一个发现这个小行星的人或机构。这个跟彗星等新天体的规则是不同的，好比说彗星，谁第一个发现，谁就享有这颗彗星的发现权和命名权。但作为小行星，第一个观测到它的个人或机构，未必可以拥有它的发现权和命名权。小行星的命名权归属比较复杂， 2010年之前的老规则，规定第一个上报连续或者相近2晚数据的上报者享有该小行星的永久编号及命名权。 2010年后新规则，规定只有在第一个有2晚以上数据的冲日周期内的第一个数据上报者享有该小行星的永久编号及命名权。

观测历史

截止2023年，有1310254个已知天体，分为629008个编号和676661个未编号的小行星，其中只有5个被官方认定为矮行星。其中超过80万颗小行星被确认，每年都会有大量的小行星被发现，小行星的数量随着其质量的减少而迅速增加，随着大小的增加而显着减少，通常遵循幂定律。直径在5千米和100千米处出现波动，其中发现的小行星比对数分布所预计的要多。自1998年美国航空航天局（美国航空航天局）启动对近地小行星的最大规模搜索以来，科学家已经探测到了超过2.5万颗小行星。小行星带中最大的小行星为谷神星，也被称之为矮行星，直径为939公里。而2001年后在柯伊伯带发现的一些小行星直径已超过谷神星。第二大的小行星为灶神星，直径为525公里，被认为是HED 石陨石的母体小行星。国际小行星日是联合国以“每年在国际层面纪念1908年6月30日发生在俄罗斯西伯利亚通古斯地区的大撞击事件，确定每年的6月30日为小行星纪念日。

谷神星的发现

1801年1月1日，意大利神父兼天文学家朱赛普·皮亚齐（Giuseppe Piazzi）通过望远镜在金牛座偶然发现了一颗在星图上找不到的星，后来它的运动轨道被著名约翰·卡尔·弗里德里希·高斯（Gauss）及其他天文学家计算并精确确定后，成为第一颗被发现的小行星— 谷神星（ Ceres ），它的直径约为一千公里，相当于月球直径的1/4（下图为2015年2月美国航空航天局的Dawn（曙光）探测器拍摄的谷神星照片）。但有趣的是，根据最新的太阳系天体定义，谷神星已于2006年被归类为了矮行星。小行星的英文asteroid来自于希腊语 “像恒星的天体”，当然国际上也更常用广义术语minor planet（意为“较小的行星”）来表示它们。

皮亚齐一共观察了谷神星 24次，最后一次是在1801年，当时疾病打断了他的工作。1801 年 10 月 5 日，他写信给两位天文学家米兰的巴纳巴·奥里亚尼和柏林的博德。他报告说它是一颗彗星，但“由于它的运动如此缓慢且相当均匀，我曾多次想到它可能比彗星不同”。之后皮亚齐将他的完整观测结果发送给了奥里亚尼（Oriani）、博德（Bod）和法国天文学家拉朗德（Lalande）。到这个时候，谷神星的表观位置已经发生了变化（主要是由于地球围绕太阳的运动），并且离太阳的眩光太近了，其他天文学家无法证实皮亚齐的观测结果。临近年底，谷神星应该再次出现，但经过这么长时间，很难预测它的确切位置。为了恢复谷神星，当时24岁的数学家卡尔·弗里德里希·高斯（Carl Friedrich Gauss）开发了一种有效的轨道确定方法，几周后，他预测了谷神星的路径，并将结果发送给了冯·扎克（von Zach）。在距离太阳约8天文单位处，谷神星似乎几乎完全符合蒂丢斯-波德定律（Titius-Bode law），但海王星在8年被发现后，比预测的要近11天文单位，导致大多数天文学家得出结论，该定律是巧合，皮亚齐将新发现的物体命名为谷神星费迪南德（Ferdinand），以纪念西西里岛的守护神和波旁国王斐迪南。

在接下来的几年中，von Zach的小组又发现了另外三颗小行星（2号帕拉斯、3号朱诺和4号灶神星），其中灶神星是在1807年发现的。Karl Ludwig Hencke于 1830 年开始寻找新的小行星，15 年后，他在寻找灶神星时发现了后来被命名为 5 Astraea 的小行星。Karl Ludwig Hencke获得了为这颗小行星命名的荣誉。

早期的小行星观测与研究

1885年11月12日，梅西尔德星被观测发现。NEAR探测器的多光谱成像仪发现253Mathilde至少有5个直径大于20km的表面黝黑的陨击坑分布在其向阳面上，该小行星近60％的表面没有发现颜色和反照率的变化，应该是行星形成过程中的富碳物质，是太阳系最原始的物质。

1891 年，Max Wolf率先使用天体摄影术探测小行星，小行星在长时间曝光的照相底片上呈现出短条纹：从 323 Brucia开始，Wolf一个人就发现了 248 颗小行星，而在此之前发现的小行星只有 300 多颗。人们知道还有更多的小行星，但大多数天文学家并不关心它们即使在一个世纪之后，也只有几千颗小行星被识别、编号和命名。

1901 年，俄罗斯工程师 Yarkovsky 发现加热自转的小行星可在其运动速度方向产生一个力的作用，能抵消“ 以太假说”中的阻力，即小行星吸收太阳辐射后表面升温，继发的热辐射产生横向反冲力，从而改变小行星轨道。该效应被命名为 Yarkovsky效应。

1954 年，Radziecskii等人指出辐射压是改变小行星自转角速率的一种机制。

1969 年，Paddack发现太阳辐射对小行星的自转角速率有明显影响，可产生“风车效应”（windmill effect）来改变小行星的自转角速率。随后，Paddack和其学生O’Keefe进行了用流水不断冲击不规则形状的石头的实验而验证了该效应。为了纪念 Yarkovsky，O’Keefe， Radzievskii 和 Paddack 这四位科学家在这种非引力效应研究中的贡献，该效应被命名为“YORP 效应”。

1989年10月，美国航空航天局（National Aeronautics Space Administration, 美国航空航天局）的“ Galileo 计划”开始实施，历时14年。“ 伽利略·伽利雷计划”为木星探测任务，探测器飞往木星途中探测了2颗小行星。Galileo探测器搭载的科学载荷主要包括：固体成像照相机（SSI）、近红外成像光谱仪（NIMS）、紫外线光谱仪（UVS）、光偏振辐射计（ PPR ）、磁力计（ MAG ）、粉尘探测器（DDE）、等离子探测器（PLS）、高能粒子探测器（EPD）、等离子体波勘测器（PWS）、以及重离子计数器（ HIC ），共计10台科学载荷。

1991年10月29日，伽利略·伽利雷探测器飞越小行星951 Gaspra，这是人造探测器第一次与小行星相遇，共传回了57张影像。951Gaspra于1916年由俄罗斯天文学家发现，是一颗S型小行星。通过分析固体成像照相机（SSI）获得的覆盖Gaspra表面80%的影像可知，Gaspra是一个形状极不规则的天体，3条主半径长度分别为18.2 km、10.5km和8.9km。Gaspra的不规则形状表明其可能是由更大的天体经过剧烈碰撞后产生的。Gaspra表面的地形地貌还表明它是一个单一致密的天体而非一个碎石堆。对其表面的撞击坑年龄进行估算认为它们形成于 2000万～3亿年前。光谱数据分析表明，Gaspra的光度特性与月球非常相似，平均几何反照率为0.23。

1993年8月28日，伽利略·伽利雷探测器又飞越小行星243Ida，固体成像照相机（SSI）用6个可见光谱段对243Ida进行了成像，并惊奇地发现Ida小行星拥有卫星（该卫星被命名为Dactyl），这是人类第一次发现拥有天然卫星的小行星。243Ida于1884年被发现，也是一颗S型小行星。从Galileo的固体成像照相机（SSI）影像分析可知，Ida 的形状不规则，拟合出的最佳三轴椭球体（29.9km×12.7km×9.3km）与其真实形状有较大偏差，Ida更接近于一个半月形星体。

1996年2月，NEAR-Shoemaker计划由美国航空航天局和约翰霍普金斯大学应用物理学实验室（Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, APL ）于实施，对爱神星（433 Eros）进行了绕飞探测。其科学目标主要包括：确定小行星主要物理参数—大小、形状、构型、体积、质量、密度和自转轴；测量小行星表面化学成分和矿物组成；探测Eros的表面形貌特征；分析Eros表面风化层的特征及其演化机理；测量Eros和太阳风的相互作用、寻找可能的内部磁场；通过对Eros周围尘埃和气体的测量来寻找其活动的证据；确定Eros的内部结构。

NEAR探测器搭载科学载荷主要包括：多光谱成像仪（MSI）、近红外分光计（NIS）、X- 射线 / Gamma 射线光谱仪（XGRS）、NEAR 激光高度计（NLR）、磁力计（ MAG ）以及无线电科学和重力实验装置等。

1997年6月，NEAR 探测器在距离1200km处对小行星 253Mathilde 进行了飞越，探测到253Mathilde的主要组成成分为黑色物质，该物质在过去的45亿年间基本没有变化；2000年2月14日，探测器进入323km×370km的Eros绕飞轨道，从4月10日开始，轨道从椭圆形变到圆形（100km高），到12月再次降轨到35km高。“近地小行星交会”（Near Earth As‐ teroid RendezvoHs，NEAR）探测器 NEAR探测器在Eros的轨道上运行了超过12个月，期间确定了Eros的物理和地质学特征，测量了Eros的元素和矿物分布。

1998年，美国航空航天局新千年计划（ New Millen‐nium Program）的一部分 Deep Space 1开始实施。其主要探测任务是飞越小行星9969Braille，同时，该任务还将实现与彗星 19P/Borrelly的“相遇”，以验证太阳电动引擎、自导航系统、高级微电子和通讯设备、以及其他的尖端技术，为后续深空探测任务提供试验数据。

Deep Space 1搭载的科学载荷主要包括：相机光谱综合仪（MICAS）、行星探测等离子实验设备（PEPE）以及离子推进系统（IPS）等。

1999年7月29日，“深空1号”（Deep Space 1）探测器以26km的高度飞越近地小行星9969Braille，飞跃时的相对速度为 15.5km/s。

二十一世纪小行星的探索与发现

2001年2月12日，NEAR探测器在Eros南部的Himeros撞击坑附近成功实现了软着陆。NEAR探测器绕Eros轨道工作的一年多时间中，共传回了约1.6万张影像，这些影像实现了对Eros的全面覆盖；同时，获取了1100万个激光测距数据，这些数据提供了Eros 表面的地形信息。在着陆前的一段时间，NEAR 探测器传回了Eros表面的60张近摄影像，分辨率达到几十厘米。由于着陆十分平稳，着陆后NEAR 探测器的无线电设备仍能够继续传回信号。

2001年9月22日，探测器飞越彗星 19P/Borrelly并传回了优质的彗星照片。该任务探测了彗星和小行星的大小、形状、表面特征、亮度、质量、密度、彗星核的自转状态等数据。光谱数据显示，Braille中辉石与橄榄石的含量基本相等，这与Q型小行星的光谱非常接近，并与普通球粒状陨石的光谱接近。Braille的几何反照率很高，约为0.34，星体的表面较年轻，可能源于比较新的撞击活动。

Eros是第一个被发现的近地小行星，也是第二大的近地小行星。Eros的几何形状极不规则，具有马铃薯状的外形。NEAR的探测数据表明，该小行星具有多样化的表面组成；其大小为33km×13km×13km，没有卫星，密度是2.7g/cm3；有20km长的山脉状形态，密度较高，表明它可能是大天体撞击碎裂的残余物；表面有陨击坑，两个最大的陨击坑直径分别是8.5km和6.5 km，表面陨击坑数量少而小，表明比Ida相对年轻。

2006年6月13日，新地平线号探测器（ New Horizons）飞临了主带S型小行星 APL ，该小行星的飞临观测并未在计划内。新视野号是美国美国航空航天局为研究矮行星冥王星及其卫星而设计的探测器，于2006年发射升空，至今还在执行飞行任务。2019年1月，新视野号飞临了柯伊伯带小行星Arrokoth，该小行星外形呈花生状，这也是探测器首次飞临柯伊伯带小天体。

2007年，黎明号（Dawn）探测器由美国NASA发射升空，用于探测太阳系小行星带中最大的两颗小行星谷神星（Cere）和灶神星（Vesta），该飞行器历时四年到达灶神星，对灶神星展开了约14个月的探测后于2012年9月飞向谷神星。2015年3月6日，黎明号探测器抵达谷神星绕飞轨道，目前该飞行器仍停留在谷神星附近轨道中。

2014年12月3日，鸟号（Hayabusa）由日本 JAXA发射，飞行器经过7年的太阳系旅行并将1500多颗珍贵的小行星尘粒样品带回地球。被探测和采样的丝川小行星是一颗直径约500米的S型近地小行星，该小行星被认为对地球安全具有潜在的威胁。隼鸟号首次突破性地实现了人类从小行星表面采样返回。

2004年，罗塞塔号彗星探测器（ Rosetta ）由欧洲航天局（欧洲航天局）发射的探测器，该飞行器由罗塞塔探测器和菲莱登陆器两部分组成，其目的主要是将菲莱登陆器降落在彗星67P（Churyumov– Gerasimenko）。在飞往丘留莫夫－格拉西缅科彗星途中，该航天器分别飞临了主带M型（或C型）小行星Lutetia和主带E型小行星Šteins。

2007年， Lowry 等人开展了小行星（54509）2000 PH5的自转特性的研究, 发现在YORP效应作用下其自转角速率发生了明显的变化；并首次通过光变直接测量了YORP旋转加速度。随后YORP效应也被应用于对废弃人造卫星的长期影响。

2011年8月25日，嫦娥二号卫星受控准确进入距离地球约150万公里远的、太阳与地球引力平衡点—— 约瑟夫·拉格朗日 L2点环绕轨道。 “ 嫦娥二号卫星 ”成为“ 嫦娥三号探测器 ”先导星，先验证了一部分关键技术，又对预选降落区域进行了探测。随后于2013年发射的“嫦娥三号”实现了月球软着陆，这也是中国航天器首次降落在地球以外的天体。

嫦娥二号（Chang'e 2）是中国探月工程一期的嫦娥一号的备份星进行了技术改进而来，在完成其月球探测任务后，嫦娥二号于2012年12月13日以3.2公里的最近距离掠过Toutatis小行星，并获得了一系列有关Toutatis小行星的参数。Toutatis小行星是对人类具有潜在安全威胁的S型近地小行星，其直径约2.45公里。

2014年12月3日，隼鸟2号（Hayabusa2）于日本 JAXA发射升空，主要目标是从C型近地小行星龙宫（Ryugu）表面采样并返回地球。由于龙宫表面比预想中的更为崎岖复杂，为了保证采样的顺利完成而不得不推迟采样任务的执行。

2018年12月3日，OSIRIS- Rex 抵达C型近地小行星贝努（Bennu）绕飞轨道。OSIRIS-Rex是美国美国航空航天局主导的小行星研究和采样返回任务，该探测器于2016年9月8日发射升空，由于贝努表面碎石较多而表土相对匮乏，这为采样的安全性带来了极大挑战，因此采样任务被推迟，目前探测器正在贝努近表面演练样品采集过程，很快将实施样品采集。

2019年2月21日，隼鸟 2号（Hayabusa2）执行了龙宫小行星表面样品的采集，2019年6月5日执行了龙宫小行星次表面样品的采集。目前隼鸟2号正携带样品在返回地球的途中，预计2020年底抵达地球。

2019年4月19日，中国国家航天局通过官网发布《小行星探测任务有效载荷和搭载项目机遇公告》介绍，探测器将携带科学载荷，对近地小行星 2016 HO3 开展绕飞探测，随后择机附着小行星表面并采集小行星样品，之后返回地球附近释放返回舱，将小行星样品送回地球，这一过程大约在3年内完成。上述过程完成后，探测器经地球、火星借力，经历约7年时间飞行到达小行星带，对主带彗星133P 开展绕飞探测。探测器配置相关科学载荷，以飞越、伴飞、附着、采样返回等方式，对目标小行星进行遥感探测、就位探测和采样返回。

2021年，一颗名为毁神星的小行星安全掠过地球，其直径约为340米，8年后，阿波菲将飞到距离地球 4万公里以内的地方，并掠过一些高空卫星的轨道。

小行星的分类

小行星主要指公转轨道在小行星主带（MainBelt，位于火星和木星之间）以内的天体，超过90%的小行星位于小行星主带附近，其子类还包括特洛伊小行星（Trojans）、半人马小行星（Centaurs）以及海王星外天体（Trans- Neptunian Objects，TNOs）等等。小行星表面的反照率一般较小，只有灶神星（Vesta）具有较高的表面反照率，能够通过肉眼观测到。小行星在特征上有别于彗星和流星体，由于大多数小行星的形成位置更接近于太阳，因此其内部已很少保存有与彗星类似的冰质结构，而主要由难熔矿物和岩石组成；小行星与流星体的主要区别在于尺寸，流星体的直径通常小于1m，而小行星的直径则要大于1m。

光谱分类

人类研究小行星的最主要手段是通过各种地面观测，其中一种常用的办法就是测定小行星的可见光近红外光谱。根据小行星的光谱的不同，将其主要分为5个大的光谱类型：C 型、S型、M型、E型和V型。最初，光谱命名是基于对小行星成分的推断。然而，光谱类别和成分之间的对应关系并不总是很好，目前使用的分类方法多种多样。这导致了严重的混淆。虽然不同光谱分类的小行星可能由不同的材料组成，但不能保证同一分类类别的小行星由相同（或相似）的材料组成。

C型小行星因为富含碳质通常颜色较暗，而且构成的矿物颗粒通常非常细小，这两个原因使其表面反照率非常低，只有0.05。C型小行星数量巨大，约占所有小行星的75%，被认为是碳质球粒陨石的源区。龙宫（Ryugu）小行星属于C型，目前日本宇宙航空研究开发机构（JAXA）的隼鸟2号探测器正在携带龙宫表面的样品向地球返航，预计2020年12月前返回地球。

S型小行星是数量第二多的小行星类型，通常分布于小行星带的内侧，其反照率高，通常在0.15至0.25之间。近地小行星丝川（Itokawa）属于S型小行星。日本 JAXA的隼鸟一号于2010年6月13日将丝川小行星表面的约1500颗微粒带回地球，研究表明其物质组成与普通球粒陨石 LL群一致。这也直接证明了将小行星遥感光谱与石陨石建立联系是科学可行的。

M型小行星是第三多的小行星类型，该类型小行星的反照率比S型小星低，可能主要由铁镍金属构成。该类小行星对应的陨石类型为铁陨石和顽火辉石球粒陨石。

E型小行星数量较少，主要由顽火辉石组成所以颜色非常浅，因此具有非常高的反照率（一般大于0.4），该类小行星对应的陨石为顽辉石无球粒陨石。1948年降落在美国堪萨斯州的Norton County陨石是最知名的顽辉石无球粒陨石。

V型小行星较为稀少，该类型小行星表面含有大量的辉石，其光谱分别在0.8微米与2微米具有显著的吸收峰。灶神星（VESTA）属于V型小行星。轨道分类：依据其轨道位置，小行星分别属于主带小行星、特洛伊小行星和近地小行星。

在已收集的5万多块石陨石中，大多可能来自S型、C型和 X型小行星。但对于T型、D型和 O型等小行星对应的物质却在这些陨石中未被发现。对这类小行星开展探测，有望寻找新的太阳系原始物质，了解其物质的化学成分和矿物组成，研究其演化历史。另外，大约80％的陨石是原始球粒陨石，形成后没有受过变质作用，其平均化学成分代表了太阳系最原始的物质组成，是原始太阳星云分馏凝聚的产物。通过小行星采样返回探测，建立陨石与小行星之间的直接联系，了解这些陨石的来源和陨石母体的特性，为研究太阳系起源和早期演化历史提供了可能。

轨道分类

依据其轨道位置，小行星分别属于主带小行星、特洛伊小行星和近地小行星。主带小行星的轨道位于火星与木星之间的广阔区域，通常具有较低的轨道偏心率，这一区域大约有1-2百万个直径大于1公里和数百万颗1公里以下的小行星。谷神星（Ceres）、灶神星（Vesta）、婚神星（Juno）、智神星（Pallas）和健神星（Hygiea）等均属主带小行星。

特洛伊小行星与木星共用轨道，他们分布于木星轨道前方和后方的60度位置上。其它行星轨道上类似分布的小行星也均称为特洛伊小行星，目前发现金星、地球、火星、天王星和海王星轨道上均具有特洛伊小行星，但木星的特洛伊小行星数量巨大，已有数千颗木星特洛伊小行星被确定。

近地小行星是指那些轨道靠近地球的小行星，根据其与地球轨道的关系被划分为阿莫尔型小行星（Amor）、阿波罗型小行星（Apollo）和阿登型小行星（Aten）。阿莫尔型小行星穿越火星轨道并靠近地球轨道，1898年发现的爱神星就是这类小行星的代表，该小行星离地球最近时的距离为0.15天文单位。阿波罗型小行星是指半长轴大于地球、近日点距离小于或等于1.017 AU的穿越地球轨道的小行星，以1932年发现的小行星1862 Apollo命名，其轨道位于火星与地球之间，其中一些此类小行星的轨道偏心率非常高，其近日点可达金星轨道以内。阿波罗小行星则是这类小行星的代表，轨道在0.65至2.29天文单位之间。阿登型小行星的轨道通常在地球轨道以内，以1976年发现的阿登小行星命名此类小行星，这类小行星的轨道偏心率比较高，有时会与地球轨道相交。

活动小行星

活动小行星是具有类似小行星轨道但表现出类似彗星的视觉特征的物体，它们显示出彗尾、尾巴或其他质量损失的视觉证据（像彗星），但其轨道仍在木星轨道内（像小行星）。这些天体最初在2006年被天文学家大卫·朱维特（David Jewitt）和亨利·谢（Henry Hsieh）命名为主带彗星（ MBC ）并且它们只存在于主带内。

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 Fern ández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。

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等人意外地发现了彗星133P Elst-Pizzaro表现出类似彗星的彗尾现象。

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311 P/PANSTARRS。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，人类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。

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。

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。

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。

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。

2013年8月27日，小行星311 P/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 (∼ 10 9 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，哈勃空间望远镜对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。

特性

质量与尺寸分布

小行星的体积和质量比行星小的多，其总质量仅为地球质量的万分之四左右，而且估计前四颗小行星：谷神星、智神星、婚神星、灶神星集中了该质量的80%（注意谷神星已为归类为矮行星），剩余的质量就更小了。小行星的直径多数在1千米以下，体积大的很少，如果将所有小行星加在一起组成一个单一的天体，其大小会比月球还小，直径不到1500公里。

形状

小行星的形状很不规则，曾经唯一呈球形的谷神星已被划为矮行星了。它们有的像一个长长的土豆、有的像根大骨棒、有的像块石头，而且其表面粗糙，有撞击坑痕迹。

自转

小行星一般也有自转，周期一般为2~16小时，自转轴有各种取向。对小行星带中大型小行星自转速率的测量表明，存在一个上限。直径大于100米的小行星极少数自转周期小于2.2小时。对于自转速度超过这个速度的小行星，表面的惯性力大于引力，因此任何松散的表面材料都会被甩出。但是，固体物体应该能够更快地旋转。这表明，大多数直径超过100米的小行星都是小行星之间碰撞后碎片堆积而成的瓦砾堆。

颜色

由于太空风化，小行星会随着年龄的增长而变暗变红。然而，大多数颜色变化在最初的十万年中迅速发生，这限制了光谱测量在确定小行星年龄方面的有用性。

表面特征

除了“四大行星”（谷神星、帕拉斯、灶神星和海吉亚）之外，小行星在外观上大致相似，形状不规则。小行星玛蒂尔德是一个瓦砾堆，上面布满了直径与小行星半径相当的陨石坑，根据Davida的地球观测是仅次于四大小行星的最大小行星之一，揭示了类似的角度轮廓，表明它也充满了半径大小的陨石坑。近距离观测到的中型小行星，如艾达 243，也揭示了覆盖表面的深风化层。灶神星在其南极有一个半径大小的陨石坑周围有压缩裂缝，但除此之外是一个球状体。

黎明号宇宙飞船显示，谷神星有一个严重的陨石坑表面，但大陨石坑比预期的要少。基于当前小行星带形成的模型表明，谷神星应该拥有10到15个直径大于400公里（250英里）的陨石坑。谷神星上最大的已确认陨石坑Kerwan盆地直径为284公里（176英里）。

小行星表面积聚了太阳风和太阳高能粒子，为研究太阳活动提供了记录小行星由于没有大气层和磁场，其表面积聚了大量太阳风和太阳高能粒子，因此小行星样品记录了太阳活动的历史和空间分布规律。

水

科学家们推测，第一批被带到地球的水中，有一些是在产生月球的碰撞后由小行星撞击产生的。2009年10月7日，使用美国航空航天局的红外望远镜设施在司理星（24 Themis）的表面确认了水冰的存在，这颗小行星的表面似乎完全被冰覆盖，当这个冰层升华时可能正在被地表下的冰库补充，在表面也检测到有机化合物。司理星（24 Themis）上冰的存在使最初的理论变得合理。

研究结果表明，太阳风可以与小行星上层的氧气发生反应并产生水。据估计，“每立方米的辐照岩石可能含有多达20升的物质”;使用原子探针断层扫描进行了研究，给出了丝川S型小行星的数字。

有机化合物

小行星含有生命形成以及生命起源需要的碳基分子（有机化合物）、水冰等物质和能量，有学者认为地球上组成生命的有机分子（如：氨基酸）来源于石陨石、彗星和宇宙尘埃。通过对这类小行星的探测，将为研究地球生命起源提供新思路。

小行星按其含有的化学成分主要可分为：C类（约占75%）：主要包含碳质，其构成与碳质球粒陨石类似，一般多分布于小行星带的外层；S类（约占17%）：主要包含硅酸盐或岩石物质，一般分布于小行星带的内层；M类：含有较多的铁镍等金属成分，可能是过去较大小行星的金属核，是目前小行星采矿所关注的类别。而这些可以通过测定小行星的可见光近红外光谱，根据小星的光谱的不同，来分辨类型。

一些小行星含有微量的氨基酸和其他有机化合物。一些人推测，小行星撞击可能为早期地球播下了启动生命所需的化学物质，甚至可能将生命本身带到了地球。 2011年8月，基于NASA对地球上发现的陨石的研究报告表明，外太空的小行星和彗星上可能含有DNA和RNA的组成单元，比如腺嘌呤、鸟嘌呤和其他相关有机分子；2019年，科学家报告说首次在陨石中检测到包括核糖在内的分子，这表明小行星上的化学过程可以产生一些对生命很重要的基本必需生物成分，并支持在基于脱氧核糖核酸的地球生命起源之前存在核糖核酸世界的概念，也可能支持泛种症的概念。

通过陨石的实验室同位素分析，发现一些陨石含有26Al、40Ca、53Mn、60Fe等短寿期放射性同位素，有些含有碳化硅、石墨等前太阳恒星尘埃。通过采样返回探测，有可能获得小行星蕴含的恒星物质，研究恒星的形成和演化历史，以及恒星对太阳系形成所起的作用。

环境特性

辐射环境

由于没有大气层和自身强磁场的保护，小行星的表面直接暴露在周围的辐射环境中。在小行星所在的宇宙空间中，行星表面的辐射根据其来源可以分为两类：一类来自太阳，包括来自太阳的电磁辐射，以及来自太阳风和太阳能粒子的电离辐射；另一种来自太阳系外的太阳，即银河宇宙射线等。

光学环境

通常在小行星的一个自转周期中，小行星的反照率会因其不规则的形状和物质成分的不均匀分布而略有变化。这种微小的变化将反映在行星光变曲线的周期性变化上，可以通过地面设备观察到，从而获得行星的星等、自转周期、旋转轴方向、形状、反照率分布和散射特性。一般来说，小行星的反照率通常较低，整体统计分布为双峰，对应C型（平均0.035）和S型（平均0.15）的小行星。在小行星探测任务中，测量行星表面的反照率和颜色变化也是直接了解行星表面物质成分差异的最基本方法。

磁环境

通常在行星内部，导电流体的对流会产生大而强的磁场。但是，小行星的大小一般都很小，大多数小行星都有“碎石堆”结构，内部基本没有“ 发电机 ”结构，因此不会像地球那样产生自生偶极磁场。但有些小行星确实有磁场——一方面，一些小行星有剩余磁性：如果母体有磁场或者附近的行星体有强磁场，母体上的岩石会在冷却过程中被磁化，母体裂变形成的行星仍然会保留剩磁，这也可以在来自小行星的外星石陨石中检测到。

另一方面，如果小行星由导电材料组成，并且它们的内部电导率与含碳或含铁的陨石相似，则小行星与太阳风之间的相互作用很可能是单极感应，从而导致小行星的外部磁场。此外，小行星的磁场不是静态的；撞击事件、太空风化和热环境的变化可以改变小行星现有的磁场。目前对小行星磁场的直接观测并不多，现有的少数行星探测项目一般都携带磁力计，一些目标如加斯普拉和盲文测量到附近有强磁场，而其他目标如卢腾西亚则没有磁场。

地质环境

小行星表面的地质环境与其他未受保护的天体相似，最普遍的地貌特征是撞击坑：然而，大多数小行星是松散和多孔的碎石堆结构，这使得撞击作用在小行星表面具有独特的特征。在高度多孔的小行星上，小的撞击事件会产生类似于普通撞击事件的飞溅毯：而大撞击事件以压实为主，飞溅毯很难形成，行星接受如此大的撞击的时间越长，整体密度就越大。

此外，对撞击坑的统计分析是获取行星表面年龄信息的重要手段。虽然在小行星表面常用的陨石坑大小-频率分布（CSFD）测年方法无法获得绝对年龄，但它可以用来确定不同地质体的相对年龄进行比较。除了撞击之外，在小行星表面还有各种其他丰富的地质效应，例如斜坡和撞击坑壁上的质量浪费，与地堑相关的大规模线性特征和尘埃的静电传输。

通过分析小行星表面的各种地质过程，有可能了解现阶段可能的内部活动以及与外部环境长期相互作用的一些关键进化信息，这可能会导致母体起源性质的一些迹象。许多较大的行星通常被一层厚度未知的土壤（风化层）覆盖。与太阳系中其他无大气层的天体（例如月球）相比，小行星的重力场较弱，保留细粒物质的能力较差，导致表层土壤层尺寸稍大。土壤层不可避免地受到强烈的空间风化的影响，由于直接暴露在周围的空间环境中，其物理和化学性质会改变。在富含硅酸盐的土壤中，Fe的外层被还原为纳米相Fe（ np- Fe），这是空间风化的主要产物。对于一些小行星来说，由于它们的引力较弱，它们的表面更多地暴露为不同大小的巨石，直径可达100米。这些巨石具有很高的科学意义，因为它们可能是通过撞击作用挖掘的深埋物质或幸存下来的行星母体碎片。岩石提供了比土壤层更直接和原始的关于小行星内部物质及其母体性质的信息，岩石的不同颜色和形式表明小行星表面物质来源不同或进化过程不同。

研究前景

小行星探测是一项多学科综合、高技术集成的系统工程，体现了一个国家的综合实力和竞争力。开展小行星探测任务，对于各国的科学研究、技术发展等方面均有重要的意义。

小行星探测集中了太阳系的起源与演化等众多的前沿科学问题，最容易产生重大科学发现。通过自主小行星深空探测任务的实施，开展小行星形成历程、内部结构、自然资源、轨道演化机制、动力学机制等内容的探测，建立小行星和陨石之间的联系，研究太阳系形成和演化、地球生命起源、太阳活动等关键课题，对于加速行星科学的复兴，增加对行星科学的研究力度，保证行星科学的地面观测能够和空间探测同步发展等至关重要。

小行星探测高度综合了现代航天科学及相关技术，包括航天运载技术、航天器技术、航天测控技术和航天应用技术等。实施小行星探测可以促进各个领域的技术创新，并牵引一系列的关键技术的突破，从而推进天文、物理、电子信息、材料科学以及生命科学等相关学科的快速发展。小行星探测还可以作为深空探测技术的演练，为后续深空探测计划作技术的储备。

小行星采矿

小行星采矿的概念是在1970年代提出的。马特·安德森（Matt Anderson）将成功的小行星采矿定义为“开发一个既能在财务上自给自足又能为投资者带来利润的采矿计划”。有人认为，小行星可能被用作地球上可能稀有或枯竭的材料来源，或用于建造太空栖息地的材料。从地球发射的沉重且昂贵的材料有朝一日可能会从小行星上开采并用于太空制造和建造。

随着地球上的资源枯竭变得越来越真实，从小行星中提取有价值的元素并将其返回地球以获取利润，或者利用太空资源建造太阳能卫星和太空栖息地的想法变得更具吸引力。假设从冰中处理的水可以为轨道推进剂库加油。

从天体生物学的角度来看，小行星探测可以为寻找外星智能（SETI）提供科学数据。一些天体物理学家认为，如果先进的外星文明很久以前就采用了小行星采矿，那么这些活动的标志可能是可以检测到的。

开采谷神星也被认为是一种可能性。作为小行星带中最大的天体，谷神星可以成为未来小行星采矿基础设施的主要基地和交通枢纽，允许矿产资源被运送到火星、月球和地球。由于其较小的逃逸速度与大量的水冰相结合，它还可以作为通过和超越小行星带的船只的水、燃料和氧气来源。

对地球的威胁

小行星撞地球，也曾发生在真实世界里。地球上一些巨大的陨石坑，当年小行星撞击地球留下的印记。2021年，小行星毁神星安全掠过地球，阿波菲斯会掠过一些高空卫星轨道，这给了科学家一个测试全球小行星防御系统的机会。通过该系统，天文学家可以迅速评估小行星撞击地球的概率。

据推测，约6500万年前，一颗直径在10—30公里的小行星以每秒20—40公里的速度撞击地球，导致地球长生物史上的一个时代就此结束。当小行星与地球轨道之间的距离小于0.5天文单位，且它的直径不小于150 米时，会被认为是具有潜在威胁的小行星。这些小行星可能会由于各种因素导致轨道改变，从而撞向地球。科学家一直在寻找对策。目前全球已建立近地小行星观测网，寻找并监视一些有潜在威胁的小行星，往往能提前数月甚至数年预判它何时会接近地球。与此同时，一旦威胁真的来临，也有着主动出击的计划。比如，欧盟提出了防御小行星的“ 近地轨道防护盾”计划。该计划旨在通过导弹炸毁、引力牵引和主动碰撞等多种手段，防范近地小行星撞击地球。

小行星的探测

探测方式

地面观测

20世纪90年代以前，小行星探测主要通过地面观测完成。随着新的大尺度、高灵敏CCD技术的应用，以及大口径的望远镜的投入，小行星的地面观测数据越来越多，观测数据也更加完备。目前，用于观测小行星大小和形状的地面观测主要方法有：望远镜直接观测、掩星法、地基雷达观测、斑痕干涉法以及辐射法等。然而，即使是目前观测精度最高的哈勃空间望远镜，也仅能观测到一些体积较大的小行星的少量表面细节，仍有很多模糊的光斑无法辨认，对小行星的近距离探测迫在眉睫。此外，对小行星的研究工作还可以通过对陨落到地面的小行星碎片（即陨石）进行研究。在所有目前发现的陨石中，大约有92.8%是由硅酸盐石质组成的，5.7%是由铁和镍组成的，剩余的则是二氧化硅/硅酸盐石质、铁、镍的混合物。

太空探测器探测

太空中的飞行器和太空探测器可以使用相机、雷达、多波段光谱探测等手段对小行星进行详细的测绘和成分分析，甚至可以直接采样返回。目前，国际上已经开展了多次小行星空间探测。1991年10月，美国伽利略木星探测器（伽利略·伽利雷）成功地飞越了小行星951 Gaspra，是人类第一次近距离、高精度的小行星探测；1993年8月，Galileo探测器又飞越了小行星243Ida；2010年6月，日本 “隼鸟号”（Hayabusa）探测器成功实现了小行星25143 Ito‐ kawa采样返回，成为世界上首个实现小行星采样返回任务的探测器。小行星空间探测的另外一个方向是普查式的探测，丹麦的 bering 项目和法国的EUNEOS项目都计划采用发射太空望远镜的方式来探测大量亚千米级的小行星。未来甚至可以考虑将空间望远镜直接搭载在近地小行星的表面，实现对小行星带的巡天观测。

实际探测与发现

截止到2021年，人类已成功的向15颗小行星进行了飞行器探测，其中绝大多数由美国美国航空航天局完成。伽利略·伽利雷（Galileo）由美国NASA于1989年发射，主要目标是探测木星及其卫星。伽利略号木星探测器在飞往木星的途中分别于1991和1993年顺带探测了两颗小行星。1991年伽利略号探测器实现人类首次靠近小行星并获得了S型主带小行星Gaspra的影像。该探测器于1993年临近S型近地小行星Ida并发现了Ida的卫星 Dactyl。

会合－舒梅克号（NEAR Shoemaker+于1996年2月由美国美国航空航天局发射，其主要目标就是花一年以上的时间绕飞探测阿莫尔型近地S型小行星爱神星（Eros），最终飞行器在控制下降落至爱神星的南部。在前往爱神星的途中，会合-舒梅克号与1997年6月27日飞临主带C型小行星梅西尔德星（253Mathilde）。

Deep Space 1于1998年由美国NASA发射，飞行器在完成飞临主带小行星Braille后又飞临了彗星 Borrelly。

星尘号（ Stardust ）于1999年由美国航空航天局发射，其主要目标是采集彗星Wild 2的尘粒并返回地球，最终该探测器成功的采集到彗星的样品并于2006年返回地球。在执行任务过程中，该飞行器于2002年11月2日飞临主带S型小行星安妮·弗兰克，影像分析表明该小行星是预想尺寸的2倍。

隼鸟号（Hayabusa）由日本 JAXA于2003年发射，飞行器经过7年的太阳系旅行并将1500多颗珍贵的小行星尘粒样品带回地球。被探测和采样的丝川小行星是一颗直径约500米的S型近地小行星，该小行星被认为对地球安全具有潜在的威胁。隼鸟号首次突破性的实现了人类从小行星表面采样返回。

罗塞塔号彗星探测器（ Rosetta ）是欧洲航天局（欧洲航天局）于2004年发射的探测器，由罗塞塔探测器和菲莱登陆器两部分组成，其目的主要是将菲莱登陆器降落在彗星67P（Churyumov– Gerasimenko）。在飞往丘留莫夫－格拉西缅科彗星途中，该航天器分别飞临了主带M型（或C型）小行星Lutetia和主带E型小行星 Šteins。

新地平线号探测器（New Horizons）是美国美国航空航天局为研究矮行星冥王星及其卫星而设计的探测器，于2006年发射升空，至今还在执行飞行任务。2006年6月13日，新视野号飞临了主带S型小行星APL，该小行星的飞临观测并未在计划内。2019年1月，新视野号飞临了柯伊伯带小行星Arrokoth，该小行星外形呈花生状，这也是探测器首次飞临柯伊伯带小天体。

黎明号（Dawn）探测器由美国NASA于2007年发射升空，用于探测太阳系小行星带中最大的两颗小行星谷神星（Cere）和灶神星（Vesta），该飞行器历时四年到达灶神星，对灶神星展开了约14个月的探测后于2012年9月飞向谷神星。2015年3月6日，黎明号探测器抵达谷神星绕飞轨道，目前该飞行器仍停留在谷神星附近轨道中。

嫦娥二号卫星卫星于2011年受控准确进入距离地球约150万公里远的、太阳与地球引力平衡点—— 约瑟夫·拉格朗日 L2点环绕轨道。 “嫦娥二号”成为“ 嫦娥三号探测器 ”先导星，先验证了一部分关键技术，又对预选降落区域进行了探测。随后于2013年发射的“嫦娥三号”实现了月球软着陆，这也是中国航天器首次降落在地球以外的天体。嫦娥二号（Chang'e 2）是中国探月工程一期的嫦娥一号的备份星进行了技术改进而来，在完成其月球探测任务后，嫦娥二号卫星于2012年12月13日以3.2公里的最近距离掠过Toutatis小行星，并获得了一系列有关Toutatis小行星的参数。Toutatis小行星是对人类具有潜在安全威胁的S型近地小行星，其直径约2.45公里。

嫦娥二号卫星（Chang'e 2）是中国探月工程一期的嫦娥一号的备份星进行了技术改进而来，于2010年升空。在完成其月球探测任务后，嫦娥二号于2012年12月13日以3.2公里的最近距离掠过Toutatis小行星，并获得了一系列有关Toutatis小行星的参数。Toutatis小行星是对人类具有潜在安全威胁的S型近地小行星，其直径约2.45公里。

隼鸟2号（Hayabusa2）于2014年12月3日由日本 JAXA发射升空，主要目标是从C型近地小行星龙宫（Ryugu）表面采样并返回地球。由于龙宫表面比预想中的更为崎岖复杂，为了保证采样的顺利完成而不得不推迟采样任务的执行。最终于2019年2月21日执行了龙宫小行星表面样品的采集，2019年6月5日执行了龙宫小行星次表面样品的采集。

OSIRIS-Rex是美国美国航空航天局主导的小行星研究和采样返回任务，该探测器于2016年9月8日发射升空，2018年12月3日抵达C型近地小行星贝努（Bennu）绕飞轨道。由于贝努表面碎石较多而表土相对匮乏，这为采样的安全性带来了极大挑战，因此采样任务被推迟，目前探测器正在贝努近表面演练样品采集过程，很快将实施样品采集。

2021年，一颗名为毁神星的小行星安全掠过地球。据《自然》报道，在2029年阿波菲将飞到距离地球4万公里以内的地方，届时天文学家将能够第一次观测到这样巨大的小行星如此接近地球，协调了本次观测活动的亚利桑那大学行星科学家Vishnu Reddy表示：“这是一次利用真正的小行星进行的演习。”

截至2022年，有1131201个已知天体，分为611678个编号和519,523个未编号的小行星，其中只有五个被官方认定为矮行星。其中超过80万颗小行星被确认，每年都会有大量的小行星被发现，小行星的数量随着质量的减小而指数增长，自1998年美国航空航天局（美国航空航天局）启动对近地小行星的最大规模搜索以来，科学家已经探测到了超过2.5万颗小行星。小行星带中最大的小行星为谷神星，也被称之为矮行星，直径为939公里。第二大的小行星为灶神星，直径为525公里，被认为是HED 石陨石的母体小行星。 2023年6月30日是第七个国际小行星日，国际小行星日是联合国以“每年在国际层面纪念1908年6月30日发生在俄罗斯西伯利亚通古斯地区的大撞击事件，并提高公众对小行星撞击风险的认识”为主旨，确定每年的6月30日为宣传小行星纪念日。

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