撞击作用是连接“天体运动”与“行星地质”的桥梁。太阳系中无处不在的小行星、彗星等小天体高速撞击有着固态表面的行星、卫星等天体，会在天体表面留下大大小小的撞击坑。

研究固态天体表面的撞击坑和撞击过程，是行星地质学了解固态天体地质历史和演化的重要方向。相比于月球、火星这样有着硅酸盐外壳的内太阳系岩质天体，外太阳系四颗巨行星外层均被厚厚的气体或流体覆盖，没有实质的固态表面，无法形成撞击坑，亦难以开展相关的行星地质研究。

因此，对外太阳系天体上撞击坑的研究，不是探测这些巨行星本身，而是往往需要探测巨行星拥有固态表面的卫星。外太阳系的卫星与内太阳系岩质天体有很大差异：除了被火山活动主导的木卫一(岩质卫星),外太阳系行星和矮行星的主要卫星均为有着冰质外壳的冰卫星，有些冰卫星(例如木卫二、木卫三、土卫二)的冰层之下还可能有液态水海洋(Carr et al., 1998; Iess et al., 2014; Saur et al., 2015)。

有赖于探测器时代的飞速发展、海量高质量探测数据的获取和大规模的小天体巡天观测。这主要体现在以下几个方面：

(1)近距离探测外太阳系天体的探测器数目有限。由于路途遥远、探测周期长，迄今为止仅有8艘探测器近距离访过外太阳系大型天体：先驱者10号、先驱者11号、旅行者1号、旅行者2号、伽利略号、卡西尼号、新视野号和朱诺号。

(2)现有外太阳系冰卫星影像数据的分辨率和覆盖率较低。迄今为止的外太阳系探测器大多以飞掠型任务为主，难以兼顾卫星,尤其是先驱者10号、11号，对木星和土星卫星的表面细节贡献甚微。朱诺号任务虽已对木星系统展开了近5年的探测，但这些探测主要针对木星本身，对木星卫星的探测也极其有限。

总体来说，目前木星主要卫星的全球影像分辨率约1 km/像素，土星主要卫星的全球影像分辨率约100～400 m/像素，天王星和海王星主要卫星的全球影像分辨率仅有数千米至数十千米/像素，冥王星唯一的大型卫星冥卫一全球影像分辨率约150～600 m/像素(Schenk et al., 2018, 2020a; )。

木卫二表面优于1 km/像素的影像覆盖率仅有15% (Schenk et al., 2004),天卫一～天卫五、海卫一的北半球、冥卫一的南半球完全没有影像覆盖——外太阳系卫星影像的分辨率和覆盖率都远逊于以月球、火星为首的内太阳系天体，这大大限制了对这些天体上的撞击坑识别尺寸。

(3)对外太阳系冰卫星上的撞击过程和撞击坑演化过程认知不足。小天体撞击冰质靶体引发的撞击过程、溅射物分布、形成撞击坑的尺度法则(scaling law),都可能与撞击岩质行星有所不同；冰卫星上的撞击坑会如何退化(degradation),冰卫星次表层液态水海洋的存在和深度会如何影响表面复杂坑等大型撞击结构的形态和分布，这些亦是研究内太阳系岩质天体时很少遇到的问题。

但目前不管是对冰卫星表面的实际观测，还是针对冰质靶体的撞击试验和数值模拟，都还远远不够(Schenk et al., 2020b)。

外太阳系主要撞击来源类型

内太阳系撞击体主要来自近地小行星和主带小行星(Strom et al., 2005),相比之下外太阳系撞击体的来源更为复杂多样：特洛伊天体、半人马天体、柯伊伯带天体(KBOs)、离散盘天体、奥尔特云天体、不规则卫星的碎片、行星盘吸积的残余物等等都可能成为外太阳系天体的撞击来源(Dones et al., 2009; Schenk et al.,2020b)。

但以运行轨道特征为标准，外太阳系的主要撞击体可以分为两类:① 以太阳为中心运行的日心小天体(small heliocentric objects);② 以行星为中心运行的行心碎屑物(planetocentric debris);主带小行星对如今的外太阳系撞击体几乎没有贡献(Zahnle et al., 1998, 2001)。日心小天体主要包含：(a)特洛伊小行星、(b)黄道彗星以及(c)近各向同性彗星(NICs)。

行心碎屑物主要包含：(d)不规则卫星及其撞击碎片和(e)一次撞击产生的溅射物(primary ejecta或者称为secondary impactors)/逃逸溅射物形成的撞击体(sesquinary impactors)(Shoemaker et al., 1982a; Zahnle et al., 1998, 2001; Dones et al., 2009)。

这些撞击体中的彗星主要来自太阳系中的两个区域:① 黄道彗星来自离散盘，这是一个平铺在黄道面附近的盘状区域，位于距太阳约30 AU到1000 AU距离内。

值得注意的是，狭义来说，离散盘天体和位于约30～50 AU的柯伊伯带天体(KBOs)是两种共享一部分物理空间，但有着不同动力学性质的天体群，后者的轨道更加稳定，但也有一些文献(e.g. Zahnle et al., 1998, 2001)并不区分柯伊伯带和离散盘，而是通称为“柯伊伯带”。

② 近各向同性彗星(NICs)来自奥尔特云(Oort cloud),这是一个从黄道面逐渐过渡到球面分布的区域，理论和模型计算认为其内边界位于距太阳约2000～50000 AU之间，外边界位于距太阳约10000～20000 AU之间 (Morbidelli et al., 2014; Levison et al., 2014)。

从外太阳系天体的角度，逃逸的特洛伊小行星和一部分黄道彗星有着相似的轨道特征，例如从木星和木星卫星的角度，木星特洛伊小行星与木星族彗星(JFCs, 黄道彗星的一种)有相似的轨道特征(Rabe, 1972)。

研究进展

基于撞击坑大小频率分布推测外太阳系撞击体来源的研究进展

通过对比月球、水星、火星、金星不同年龄区域里撞击坑大小频率分布(SFD)的差异，Strom et al. (2005)发现内太阳系岩质天体表面，以月球高地为代表的古老区域和以火星年轻平原为代表的年轻区域有着两种大小频率分布截然不同的撞击坑群，分别称为I类撞击坑和II类撞击坑，后者的相对大小频率分布图(R-plot)斜率更平缓(即更富小坑而少大坑)。

结合区域年龄、撞击坑大小频率分布和Spacewatch、SDSS、Subaru等小天体巡天观测获得的小天体大小频率分布统计数据(Jedicke et al., 1998; Ivezic'c'et al., 2001; Yoshida et al., 2003; Stuart et al., 2004),I类撞击坑可以对应主带小行星的分布，而II类撞击坑可以对应近地小行星的分布。

这一对应关系表明，内太阳系的主要撞击体类型可能在后期重度轰击事件(the Late Heavy Bombardment, LHB;可能发生于约3.9～3.8 Ga前；Tera et al., 1974)前后发生过变化：LHB时期形成的撞击坑以I类撞击坑为主导，主要来自主带小行星；而LHB之后的撞击坑以II类撞击坑为主导，主要来自近地小行星。

该研究表明，撞击坑的大小频率分布差异，可能指示着不同大小频率分布的撞击体，也就是不同的撞击体类型。类似的方法也可以用于外太阳系冰卫星上的撞击坑来源分析。

木星主要卫星

木星现有79颗已知卫星，其中主要卫星是其中最大的四颗，距木星从近到远依次是木卫一(Io)、木卫二(Europa)、木卫三(Ganymede)和木星四(Callisto),除木卫一外，其他三颗均为冰卫星(表3、图4)。这四颗卫星最早可能由伽利略发现，因此也被称为“伽利略卫星”。

在木星潮汐作用的驱动之下，四颗卫星随着距离木星越来越远，表面和内部的活跃度递减，表面年龄递增，呈现出从极度活跃逐渐变为极度死寂的图景(Zahnle et al., 1998)。

最内侧的木卫一受到的潮汐作用最为剧烈，由此产生的全球性火山活动不断重塑木卫一表面，使之非常年轻。现有影像数据没有显示木卫一有任何撞击坑的遗迹，据此推测木卫一表面的模式年龄可能在300 ka左右(Zahnle et al., 1998, 2003)。

重力数据显示，木卫一有着硅酸盐质的幔层和金属内核(Anderson et al., 1996; Schubert et al., 2004),是外太阳系唯一一颗岩质卫星。最外侧的木卫四受到的潮汐作用最微弱，表面的地质活动也最不活跃，除了遍布全球的撞击坑之外少有显著的地质活动痕迹。木卫四的撞击坑可能已达到饱和，模式年龄在4.0 Ga以上(Zahnle et al., 1998)。

木卫四的热分异也最不充分(partially differentiated),冰质外壳之下可能是不同程度的冰、石、金属混合状态，没有完全分异的金属核(Anderson et al., 1998a, 2001; Schubert et al., 2004)。

土星主要卫星

土星现有82颗已知卫星，其中主要卫星由近到远为：土卫一(Mimas)、土卫二(Enceladus)、土卫三(Tethys)、土卫四(Dione)、土卫五(Rhea)、土卫六(Titan)和土卫八(Iapetus),7颗均为冰卫星，但除了直径5149 km的土卫六，其他6颗直径在约400～1500 km之间，均显著小于木星的四颗伽利略卫星(表3、图6)。

土卫六表面被稠密的大气层所覆盖，尚无足以识别表面地质特征细节的光学影像数据。此外，雷达数据显示，土卫六表面的地质活动非常活跃，撞击坑稀少，仅占全球面积的0.4%,目前识别出的23个D>20 km的撞击坑也有很大的不确定性(Lopes et al., 2020),难以用于分析撞击体来源，故本文不做介绍。

2艘旅行者号获取了土星主要卫星约一半区域1.3～4 km/像素影像(Smith et al., 1981, 1982; Kirchoff et al., 2009),可以识别这些卫星上一部分直径约10 km以上的撞击坑。

自旅行者号时代以来，土星系统就一直被认为有着两种主要撞击坑群，分别被称为“土星系I类撞击坑”和“土星系II类撞击坑”。I类撞击坑富大坑(D>～20 km),而II类撞击坑则富小坑(D<～20 km),相对缺乏大坑(Smith et al., 1981, 1982; Shoemaker et al., 1982a; Kirchoff et al.,2010),即I类撞击坑相比于II类撞击坑的SFD斜率更平缓。

此外，旅行者号影像数据还显示，两类坑群的形成可能与时间先后有关：I类撞击坑主要出现在撞击坑密度相对较高，即较古老的区域，例如土卫三的古老区域和整体较古老的土卫五；而II类撞击坑似乎只出现在撞击坑密度相对较低、较年轻的区域，例如土卫三的年轻区域和整体较年轻的土卫一、土卫二。

也就是说， II类撞击坑的形成可能晚于I类撞击坑(Smith et al., 1982)。但具体到两类撞击坑群的来源天体，不同研究存在较大争议，例如，一些研究(Shoemaker et al., 1981; Horedt et al., 1984; Chapman et al., 1986)认为形成I类撞击坑的撞击体来自日心彗星，形成II类撞击坑的撞击体来自小型行心碎屑物(包括大型盆地的溅射物和小型卫星碎片残骸)。

有一些研究(Smith et al.,1982; Strom et al., 1982; Strom, 1987; Plescia et al., 1985)认为形成I类撞击坑的撞击体是行星盘吸积残余物组成的行心碎屑物或行心碎屑物与日心小天体的混合物；还有研究(Hartmann, 1984, 1995)认为这些卫星上的两种坑群其实是同一来源(日心小天体),仅仅因为撞击坑饱和和地质活动重塑导致不同大小的撞击坑，最终体现出不同的大小频率分布。

总结与展望

总体来说，目前的观测结果支持木星和土星卫星上的大坑(D>10～30 km)主要来自日心小天体，小坑主要来自行心碎屑物。

但限于目前探测器影像分辨率和覆盖率的限制，以及对外太阳系小天体巡天观测能力的限制，对外太阳系撞击来源的分析依然存在许多问题和矛盾，例如：

① 为什么木星卫星上观测到的前导-后随半球不对称性程度与目前的天文观测和理论计算所认为的主导撞击体(黄道彗星)撞击结果完全不符?

② 冰卫星辐射纹消退的机制和速率如何?

③ 撞击坑饱和在多大程度上影响冰卫星大小频率分布和空间不对称性分布?

④ 二次坑如何影响小坑的分布?

⑤ 不同撞击来源是否有时间上的先后关系，撞击体的大小频率分布是否随时间发生过变化?

⑥ 不同来源的撞击体会如何影响冰卫星表面的定年?

⑦ 目前木星和土星的同步自转卫星，是否曾经经历过非同步自转，前导和后随半球位置是否发生过改变?……其中一些问题，甚至是现有的探测数据尚不足以解决的。

但随着航天技术的进步，以及人类对可能具备孕育生命条件的冰卫星的探索热忱逐渐高涨，近年来，各国探索太阳系的进程都正逐步从内太阳系向外太阳系转移。仅接下来的10年里，就有美国航天局(NASA)的露西号探测器即将前往木星特洛伊小行星，NASA欧罗巴快船号、欧空局(ESA)的木星冰卫星探测者号(简称JUICE)将前往木星卫星，NASA的蜻蜓号无人机将前往土卫六；中国的木星卫星探测任务也在论证和规划之中。

将来的探测器和天文观测必定会获取外太阳系天体更高质量的数据，届时，我们对于外太阳系撞击来源的许多问题，都将有望找到答案。

参考文献

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