研究歷史
我們對空間風化的認識有許多來自阿波羅計畫帶回的月球土壤，特別是對風化層的研究。持續不斷的高能粒子和微流星體與較大的流星體一道，對月球表層產生了粉碎、熔解、飛濺和汽化等作用，如同園藝從事的翻土。
空間風化對月球表土的第一個步驟是黏合。當微流星體的撞擊熔化少量的物質時，周圍的玻璃和礦物便會被結合成幾微米到幾毫米大小的玻璃狀集合體。因為其中存在納米相鐵，因此這些黏合物肉眼看上去是黑色的。黏合在月球土壤中是非常普遍的現象，多達60～70%的成熟月球土壤都有這樣的結構。在月球土壤10084外緣，被空間風化顆粒的TEM影像。
空間風化也會造成表面土壤的顆粒產生相關聯的產物，例如玻璃的飛濺，氫、氦等稀有氣體的注入，太陽耀斑的痕跡，以及其它吸積成分，包括納米相鐵。直到1990年代，相關的設備和技術得到了改進，才有能力觀察到非常薄的層面（60-200納米）、邊緣、或單個月球土壤顆粒的發育狀況。這些是鄰近的微流星體撞擊造成蒸發與再沉殿，或是飛濺物再沉澱的結果 。這些風化過程對月球土壤的光譜特徵有重大的影響，特別是在紫外、可見光、近紅外線波段。
空間風化空間風化對天體光譜的影響
空間風化對天體光譜的作用有三種：當表面成熟時會變得更加黑暗（反照率降低）、紅化（反射率隨著波長增長而增加）、以及降低了特徵吸收波段的深度。這些作用主要是在單個土壤的黏合物和吸積邊緣上都存在納米相鐵的結果。研究月球環形山可以明顯看出空間風化變暗的效果。年輕、新生成的隕石坑有明亮的輻射紋，因為這些土壤是剛暴露出來的，尚未被空間風化的物質。但只要假以時日，經過空間風化的過程變暗之後，這些輻射紋就會消失。
小行星的空間風化
雖然小行星所處的環境與月球截然不同，但也能發生空間風化。小行星上發生的撞擊速度較低，因此產生的熔解與蒸發也較少，到達小行星帶的太陽風粒子也較少。由於較高的撞擊率和較小的重力，因此小行星表面翻攪更多，而暴露表面的年齡應該比月球表面年輕。所以，小行星表面發生的空間風化比較慢、比較少。
然而人們還是能找到小行星空間風化的證據。長年以來，行星科學中一個所謂的難題就是總的來講，小行星的光譜與蒐集到的隕石光譜不能吻合，特別是最為豐富的S-型小行星不能與最豐富的隕石——普通球粒隕石（OCs）吻合。小行星的光譜紅化曲線在可見光的範圍內很陡峭。而近地小行星的光譜特徵涵蓋了從S型到光譜類似普通球粒隕石的類型，表明正在發生一些能夠將普通球粒隕石的光譜轉變成類似S型小行星的光譜的過程。伽利略號探測器飛越加斯帕和艾達時發現新生成的隕石坑的光譜不同，這被認為是風化層改變的證據。隨著時間推移，加斯帕和艾達的光譜逐漸紅化並且對比度降低。會合-舒梅克號對愛神星進行的X射線觀測發現，不管是紅化了的還是S型光譜，都有普通球粒隕石的成分，這再一次表明某些過程改變了小行星表面的光學特徵。
水星的空間風化
水星的環境也與月球大不相同。首先，水星的白天比月球更熱（月球白天的表面溫度大約是100°C，而水星是425°C），而夜晚更冷，這會改變空間風化的產物。其次，因為在太陽系內的位置不同，水星所經受的微流星體的撞擊速度也比月球上的大。在這些因素的聯合影響下，水星上無論熔合或蒸發的效率都會遠大於月球。水星上由於撞擊造成的單位面積上的熔化速率預計是月球的13.5倍，蒸發則為19.5倍。水星上類似膠合玻璃和蒸汽的沉積生成的速率比月球上更高，並更快地散布在表面。
地球上觀測到的水星的紫外和可見光光譜大體上是線性的，並向紅端傾斜，沒有吸收帶和與鐵結合的礦物，例如輝石。這意味著在水星表面要么沒有鐵的成分，要么都已經風化成為納米相鐵。表面風化可以解釋顏色為什麼偏紅
參考文獻
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