1931年1月，全球十几家天文台同时把望远镜对准433号爱神星，这就是阿莫尔型小行星。观测目标不是它本身，而是它在天球上的微小位移。哈罗德·斯宾塞·琼斯综合各地测量，同年宣布太阳视差为8.790角秒，折合日地距离约1.4967亿公里；现代值为1.49598亿公里，两者相差约0.05%。这次行动之所以可行，是因为爱神星当年恰好接近地球到0.17天文单位。而它之所以能够接近地球却又不会撞上地球，正是因为它属于我们今天称为阿莫尔型的那一类天体。
这篇文章的论点是：阿莫尔型不是一个天体类别，而是一个暂住的轨道区间。把它的数量当作静态库存来评估撞击风险，混淆了分类学和动力学。
定义只有两个数字，而这两个数字是约定
阿莫尔型的判据是近日点q大于1.017天文单位（即地球远日点），同时小于1.3天文单位。这意味着它不穿越地球轨道，却会周期性地靠近地球，并且必然穿越火星轨道。这个边界是在20世纪后半叶逐渐固定下来的记账约定，其命名来自1932年欧仁·德尔波特发现的1221号阿莫尔。它没有对应的物理分界：q等于1.016和1.018的两个天体在成分、结构和起源上很可能毫无差别，却分属两个类别。
在一个天体的生命史中，它待在阿莫尔区间的时间约为数百万到一千万年量级，这是数值积分给出的量级估计，属于间接推断；此后它要么被木星或类地行星的摄动推入穿越地球的轨道（即阿波罗型），要么被抛出内太阳系，要么撞上某个天体。
我们到底知道什么：证据分级
直接观测层面的知识出人意料地扎实，但覆盖面很窄。NEAR Shoemaker探测器于2000年环绕爱神星、2001年2月实现软着陆，依靠无线电科学和激光测距给出了它的形状与平均直径16.84公里、体积密度约2.67克每立方厘米；这些是直接测量，误差在百分之几的量级。这颗阿莫尔型天体的整体孔隙率约为20%到30%，说明它是一个碎石堆而非整块岩石。
间接推断层面，如Bottke等人2002年的去偏统计，认为近地天体绝大多数来自主带的ν6长期共振与3:1柯克伍德空隙。这一结论建立在把观测到的轨道分布和亮度分布，与数值积分得到的输运模型做拟合之上；它依赖反照率分布和热模型，误差来源包括未发现的暗天体造成的样本偏差。
理论自洽要求层面：Yarkovsky效应对公里级天体造成的半长轴漂移量级约为10⁻⁴天文单位每百万年，方向取决于自转与热惯量。若不引入这个效应，小行星族和近地天体的轨道分布就无法自洽，但它对单个天体的具体数值往往只能事后拟合。
纯假说层面：阿莫尔型中“熄灭彗星”占多大比例，至今没有硬性约束。
一场真实的争论：它们从哪来
主带来源模型与彗星来源模型的对立由来已久。支持主带主导的证据是轨道分布的形状：ν6共振和3:1空隙恰好位于能高效输送天体的位置，且反照率分布与S型、C型主带物质的对应大致成立。反对者指出，3552号唐吉诃德是一颗典型的阿莫尔型，而IRAS红外天文卫星在1983年探测到了它的彗发和尘埃尾；类似的低反照率、D型光谱成员在阿莫尔型中并不罕见。双方的分歧不在于“有没有彗星贡献”，而在于其占比：是几个百分点，还是百分之十几。这个数字直接关系到近地天体的挥发分含量和未来的资源评估，目前仍无共识。
科学家如何“知道”它是阿莫尔型
程序是：天体测量，也就是测角位置；轨道拟合，得到轨道六根数；再由q和Q判定类别。误差主要来自观测弧长，刚发现的天体往往只有几天弧段，外推几百年后轨道不确定性可以覆盖整个内太阳系。第二个误差源是非引力加速度：Yarkovsky漂移改变的恰恰是被用来分类的那个量。
- 阿莫尔型判据：1.017 AU < q < 1.3 AU（约定边界）
- 433 Eros：q = 1.133 AU，平均直径16.84 km，密度2.67 g/cm³（NEAR直接测量）
- 在阿莫尔区间的停留时间：约10⁶–10⁷年（数值积分推断）
- Yarkovsky漂移：公里级天体约10⁻⁴ AU/百万年（理论加少量实测）
- 直径大于1 km的近地天体总数：约900至1000颗，阿莫尔型约占三分之一到四成（NEOWISE去偏统计，置信区间随尺寸变化）
卡在哪里
已知的是：大于1公里的阿莫尔型数量已被约束到百分之几十的精度，轨道演化的骨架也清楚。卡住的是三件事：百米级以下天体的数量仍有一到两个数量级的误差，而这个尺寸恰好是Yarkovsky主导、轨道预测最不可靠的区间；热物理参数（热惯量、自转轴）对绝大多数阿莫尔型完全空白，导致漂移预测只能靠统计平均；以及分类本身——用一条1.017天文单位的线把连续迁移过程切成两类，在风险评估上是否还是合适的记账方式，目前只是习惯，而非论证过的结论。
以轨道区间给天体分类，类似用街道名给行人分类：在某一刻是对的，但它描述的不是这个人，而是这个人恰好走到了哪。这个类比在一点上不成立：街道不会因为你走过而改变，而阿莫尔型的边界恰恰会被天体自己推动。真正需要的是不依赖分类的、以时间为显式变量的风险度量；在那之前，我们能说的只是：它此刻不在穿越地球轨道的路上，而百万年后的事，取决于我们还没测量的那些参数。
参考文献
- Bottke, W. F., Morbidelli, A., Jedicke, R., et al. (2002). Debiased assessment of the near-Earth object population. Icarus, 156, 399–433.
- Veverka, J., et al. (2001). Imaging of small-scale features on 433 Eros from NEAR. Science, 292, 484–488.
- Bottke, W. F., et al. (2006). The Yarkovsky and YORP effects: implications for asteroid dynamics. Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 34, 157–191.
- Chesley, S. R., et al. (2003). Direct detection of the Yarkovsky effect by radar ranging to asteroid 6489 Golevka. Science, 302, 1739–1742.
- Mainzer, A., et al. (2011). NEOWISE observations of near-Earth objects: preliminary results. The Astrophysical Journal, 743, 156.