皓首窮經||彗星67P：前生的500萬次回眸，才換來今生的撞，在，一，起？

我們知道，大天體（行星和矮行星）大多是近乎球形的，這是由於大天體的體積和質量足夠大，其自身重力可以使天體維持流體靜力學平衡。而小天體則不然，大多數小行星和彗星都長得隨心隨欲。

彗星和小行星大小和形狀舉例。來源：ESA

不過非要總結歸類的話，也不是完全無跡可尋，最常用的標準就是長寬比啦。雖然同樣是不規則形態，有些小天體長寬比比較小，還是一個敦厚的大土豆；而有些長寬比比較大，就像一個細長的雪茄了，比如下面這幾個小行星：

更誇張的就是去年新發現的第一顆來自太陽系外的星際來客『Oumuamua，長寬比高達10:1，假想圖長這樣：

而這些長寬比較大的小天體里，還有一種更加奇特的形態：啞鈴型，或者叫雙頭型（bilobate）、雙葉型、鴨子型……顧名思義，就是明顯可以看到兩端粗中間細。最典型的就是被羅塞塔號詳細觀測過的彗星67P/Churyumov–Gerasimenko 了，除此之外還有比如彗星1P/Halley（也就是我們說的哈雷彗星）、19P/Borrelly等等。

這類啞鈴型小天體是如何形成的？一直以來人們有兩種猜測：

侵蝕說：一整塊細長型小天體經過局部性的質量損失（由於彗星在近日點附近的排起作用）和風化侵蝕形成的；

撞擊說：兩個小天體各自形成，然後因為碰撞而連接起來的。

那麼彗星67P是哪一種呢？2014年抵達彗星67P並開展了長達兩年近距離觀測的羅塞塔號探測器給出了明確的答案(Massironi et al., Nature, 2015)。

羅塞塔號的OSIRIS相機，不僅獲取了彗星67P表面所有的區域的影像並進行了分區，而且還以高達7米/像素的高解析度精細測繪了彗星67P的層狀結構（layers）。

彗星67P上各個區域。來源：Comet rotation and regions

我們知道，地球上每個時期會產生這個時期對應的地層，而在沒有發生倒轉和差異侵蝕的情況下，新產生的地層會不斷疊加在舊的地層之上，地質學家們正是通過研究地層來了解地球上過去曾經發生過的地質事件。

不同探測器的影像數據顯示，層狀結構在彗星上也比較常見，這可能是由於彗星的地質活動比較活躍所致。這些層狀結構通常會通過斷層暴露出來，於是我們可以從影響上看到台階一樣的台地。羅塞塔號影像顯示，彗星67P的兩個頭上都有明顯台地和層狀結構。通過對這些層狀結構的詳細測繪，可以重現彗星67P全球的淺層地層分布。

不過需要注意的是，雖然我們對彗星的層狀結構（layers）也常常會用strata、stratification這樣的詞語，但這些彗星上的地層並不完全對應於地球上的地層，因為這些層狀結構並不是沉積形成的。目前的研究認為彗星上這些層狀結構可能是彗星在吸積過程中形成的，或者是後期的近日點活躍期的揮發份升華形成的（也就是從內到外的形成順序），也可能是彗星在每次經過近日點附近時的周期性受熱導致內部「裂開」形成的（也就是從外到內的形成順序），總之，這些層狀結構並不意味著成分或者密度的差異。 @雲舞空城

顯然，侵蝕說和撞擊說產生的地層特徵應當是不同的。如果啞鈴結構是由局部侵蝕產生的，那麼靠近侵蝕部分的地層方向和重力方向就不垂直了。

羅塞塔號通過影響數據重現了彗星67P表層向下650米深的地層結構，發現彗星67P的淺表層各地層之間過渡平緩、分界處沒有顯著突變，通過台地平面和暴露出來的地層輪廓反推的內部地層與局部重力方向基本垂直，表明彗星67P是兩個各自獨立形成的「洋蔥頭」重組而成而不是一個大洋蔥被局部侵蝕形成的。

但是問題來了，如果彗星67P是撞擊合併而成的，又要如何保持原本的地層和內部結構，而不被猛烈的撞擊產生的熱所融化重鑄呢？只有一種可能：這種撞擊必須非常溫和，兩個撞擊體速度都非常慢，撞擊也不會產生特別大的能量和熱量。

也就是說，故事可能是這樣的：很多年以前，兩顆已經成型了的千米級彗核，慢悠悠地相遇了，然後迎頭相撞（慢慢的碰），合二為一……這是什麼？這是一個虐死單身狗的愛情傳奇啊！考慮到這兩顆洋蔥的表面特徵、成分、地層特徵都如此相像（表明兩者在合併之前經歷了非常相似的吸積過程），這個概率就更加低到匪夷所思了，可能是上輩子拯救了銀河系吧。

不過，這種低速吸積和撞擊只可能發生在太陽系形成早期，也就意味著這類雙頭啞鈴型彗星應當在太陽系的早期就已經完成合併了。

最後，敲黑板劃重點：彗星67P是由兩個已經成型、具有洋蔥一樣的豐富地層結構、成分和表面特徵相似的千米級彗核，以非常小的相對速度緩慢碰撞並融合在了一起。至於這種相遇和結合，到底是什麼引起的，到底是不是茫茫人海里的緣分，依然還有很多爭議。而近期，人們對這類雙頭彗星的形成原因又有了新的理論和猜想，等著看下一篇吧。（為了寫下一篇我才寫的這篇我會亂說？）

下篇來了~