彗星核是彗星的本体，也是太阳系形成初期遗留下来、保存最为完好的原始物质样本之一。它直径通常仅有数公里，却承载着关于挥发性物质分布、行星形成条件乃至生命前驱分子的重要信息。过去数十年间，地基观测与深空探测的协同推进，使人类对彗核的认识从理论假说逐步走向精确的物理测量。本文基于惠普尔模型的确立、哈雷彗星的抵近探测，以及罗塞塔号对67P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星的长期伴飞成果，对彗核的形态结构、物理性质、化学组成与形成机制进行结构化梳理。
一、认知演进：从假说到实测
20世纪40年代末，美国天文学家弗雷德·惠普尔提出彗核的“脏雪球”模型，将其描述为由水冰、干冰与尘埃颗粒混合而成的冰冻团块。这一假说抓住了彗核的两个核心特征：挥发性冰与难熔尘埃并存。1986年哈雷彗星回归为验证该模型提供了首个关键窗口。乔托号探测器的抵近观测确认，哈雷彗核的水冰质量占比超过70%，密度仅为水冰的10%至40%，表面反照率低至4%至5%，暗度与煤炭相当。惠普尔模型由此获得基本证实。
然而，“脏雪球”的意象在罗塞塔任务后被显著修正。2014至2016年间，罗塞塔号对67P彗核进行了为期两年的环绕探测，揭示出该彗核并非均匀致密的冰坨，而是一个孔隙率极高的松散集合体。其双瓣状形态被解释为两个独立天体在极低速度下并合的结果，而非单一母体侵蚀的产物。当前学界的主流认识是：多数观测到的彗核属于“原始碎石堆”，即在太阳系原行星盘中缓慢聚集形成、此后四十多亿年间基本保持原始松散结构与挥发分含量的天体。
二、物理性质：低密度、高孔隙与弱强度
罗塞塔任务对67P的测量为彗核物理性质提供了迄今最为精确的基准。下表汇总了关键参数。
| 物理参数 | 67P/丘留莫夫-格拉西缅科实测值 | 哈雷彗核参考值/早期估计 | 数据来源 |
|---|---|---|---|
| 堆积密度 | 533 ± 7 kg·m⁻³ | 约 550 kg·m⁻³（估计） | 罗塞塔 |
| 孔隙率 | 70%–75% | 未直接测定 | 罗塞塔/菲莱着陆器 |
| 表面反照率 | 约 4%–6% | 4%–5% | 乔托/罗塞塔 |
| 抗压强度 | < 12 Pa（原始冰体） | 未测定 | 菲莱着陆器 |
| 整体抗张强度 | < 100 Pa | 未测定 | 罗塞塔综合 |
| 热惯性 | 约 10–60 J·K⁻¹·m⁻²·s⁻¹/²（近表面） | 未测定 | 罗塞塔/MUPUS |
| 相对介电常数 | 1.27 ± 0.05（内部） | 未测定 | CONSERT雷达 |
上述数据的物理含义值得展开。533 kg·m⁻³的密度不足水冰密度（约917 kg·m⁻³）的六成，结合70%以上的孔隙率，意味着彗核内部存在大量空洞，其结构更接近松散堆积的碎石与冰粒混合物，而非连续固体。菲莱着陆器在着陆点测量的抗压强度低于12 Pa——作为参照，新降落的松散雪花抗压强度亦高于此值——进一步印证了彗核物质的极度松弱。低热惯性则解释了彗核何以能在内部长期保存一氧化碳、二氧化碳、甲烷等超挥发分：近表面物质的热传导效率极低，太阳辐射的热量难以深入内部，从而避免了这些高挥发性物质在数十亿年间逃逸殆尽。
三、化学组成：冰与尘的二元结构
彗核的化学组成可归入两个基本范畴：难熔组分与挥发性组分。综合哈雷彗星探测、星尘号采样返回以及罗塞塔的遥感与原位数据，其大致构成如下：
| 组分类型 | 主要成分 | 质量占比（估计） | 备注 |
|---|---|---|---|
| 挥发性冰 | H₂O | 约 30% | 主导挥发分，严格约束于30%左右 |
| 挥发性冰 | CO、CO₂、CH₃OH等 | 合计约 5%–10% | CO在远日距即开始升华 |
| 难熔硅酸盐 | Si、Mg、Fe的氧化物 | 约 26% | 含高温成因晶质硅酸盐 |
| 有机难熔物 | 复杂碳质大分子 | 约 23% | 表面暗色层的主要来源 |
| 微小碳质颗粒 | PAH类大分子 | 约 9% | 尺度在纳米至亚微米级 |
数据综合自Greenberg（1998）的化学约束模型与后续探测验证。
一个值得注意的细节是硅酸盐的结晶状态。星尘号从81P/Wild 2彗星采集的尘埃颗粒中检出了橄榄石与辉石等高温成因晶质硅酸盐，这表明彗核物质中有一部分来自太阳星云内侧的高温区域，经湍流混合被输运至寒冷的外围区域后才被吸积。这一发现打破了“彗星物质完全在低温外太阳系原地形成”的简单图景，暗示原行星盘的径向物质交换在彗核组装中扮演了角色。
表面暗色层的成因同样与化学过程相关。太阳加热使表层冰升华，难熔的复杂有机残留物逐渐富集，形成一层类似焦油或沥青的富碳覆盖层。这层物质的反照率极低，却反过来使彗核表面更有效地吸收太阳辐射，驱动下部冰层的持续升华。
四、形成机制：原始碎石堆假说
彗核究竟是在太阳系早期直接聚集而成的“原始”天体，还是更大母体碰撞碎裂后的“碰撞碎石堆”？这一问题直接关系到彗核物质能在多大程度上代表太阳星云的原始组成。Davidsson等人基于罗塞塔对67P的观测数据，结合热物理与碰撞物理建模，给出了倾向于前者的论证。
其核心论据在于：若彗核是碰撞碎片堆积而成，其母体应经历过短寿命放射性核素加热与碰撞压实，导致超挥发分（CO、CO₂）大量耗损、挥发性冰发生非晶态向晶态的转变，并可能出现液态水蚀变痕迹。然而67P的实测性质与此相悖：它密度极低、孔隙率极高、强度极弱，且保留了丰富的超挥发分，未显示出显著的原地水蚀变证据。这些特征更符合“在低质量原行星盘中缓慢聚集、未经历显著热变质”的形成路径。该模型同时解释了67P的双瓣形态与分层构造：缓慢的层级聚集可以产生形态不规则、内部存在大尺度不均一性的天体。
五、活动机制与演化含义
彗核的“活化”始于太阳辐射对表层冰的加热升华。水冰是近日点附近最主要的驱动挥发分，但在较大日心距处，CO与CO₂等超挥发分因挥发性更高而率先升华，可在水冰尚未显著活跃时便驱动尘埃抛射。罗塞塔对67P的监测还揭示了一种超出传统认知的活动形式：分米级石块集群在彗星距离太阳超过3个天文单位时即被观测到抛射，此时水冰升华速率极低，说明CO₂或CO的深层升华足以产生可观的机械功。
每一次近日点通过，彗核仅损失表层有限质量的物质，内部保持冰冻状态。以哈雷彗核为例，其质量在500亿至1300亿吨之间，每次回归的质量损失比例不大，理论上可支持数百至数千次轨道周期。然而，彗核的长期命运并非仅由升华决定：低强度与高孔隙率使其对热应力、自转离心效应和潮汐扰动高度敏感。自转周期短于约5小时的彗核面临离心解体的风险，这解释了观测统计中彗核自转周期下限的物理来源。裂解与崩解事件在掠日彗星中尤为常见，夸父一号对C/2026 A1的观测便记录了彗核在极近日点环境下解体升华导致的彗发突发增亮。
结语
彗星核的研究在罗塞塔任务之后进入了一个以精确物理测量为特征的新阶段。67P的实测数据将“脏雪球”从一个定性比喻推进为可量化的“原始碎石堆”模型：密度约533 kg·m⁻³、孔隙率逾70%、抗压强度不足12 Pa、热惯性极低。这些性质共同勾勒出一个脆弱、黝黑、内部疏松却忠实封存了太阳系童年信息的冰尘集合体。未来的采样返回任务——如中国计划于2034年前后实施的311P/PANSTARRS彗星探测——有望在物质成分的同位素分析与有机分子鉴定层面提供目前遥感与原位测量尚无法替代的约束。彗核究竟在多大程度上保留了太阳星云的原始印记，答案或许就藏在下一次从彗核表面取回的那几克物质之中。
参考文献
[1] 网易. 为什么说彗星的彗核是脏雪球？ 2018.
[2] ESA. Comet Interceptor Red Book. 2017.
[3] Davidsson B J R, et al. The primordial nucleus of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Astronomy & Astrophysics, 2016, 592: A63.
[4] 纳视. 彗星核研究从实验室到深空探测的产学研链路还缺哪一环. 2026.
[5] Greenberg J M. Making a comet nucleus. Astronomy & Astrophysics, 1998, 330: 375-380.
[6] 纳视. 彗核：太阳系最原始的“脏雪球”里藏着什么. 2026.
[7] Groussin O, et al. The Thermal, Mechanical, Structural, and Dielectric Properties of Cometary Nuclei After Rosetta. Space Science Reviews, 2019.
[8] 学位论文. 彗星彗发化学组成与探测历史综述. 2025.
[9] MPIFR. Structure: Nucleus.
[10] Kofman W, et al. CONSERT/Rosetta permittivity measurement. 2015.