0 просмотров

Использование хондритов для изучения внутренней части астероида 433 Эрос

— Данные обычных хондритовых метеоритов и данных миссии NEAR предполагают, что астероид 433 Эрос сильно раздроблен.

Ссылка: Уилкисон, С.Л., Робинсон, М.С., Томас, П.К., Веверка, Дж., Маккой, Т.Дж., Мерчи, С.Л., Проктер, Л.М., и Йоманс, Д.К. (2002) Оценка пористости Эроса и ее последствий для внутренней структуры. Икар, т. 155, с. 94-103.

Плотность Эроса

Т Космический аппарат NEAR Shoemaker тщательно сфотографировал Эрос во время своего годичного полета. Используя бесчисленное количество изображений, Джо Веверка, Питер Томас и их коллеги кропотливо определили общий объем этого вытянутого объекта. Дон Йоманс и его коллеги провели тщательный анализ орбиты космического корабля вокруг Эроса, проанализировав радиосигналы. Это позволило им определить общую массу астероида. Зная объем и массу, легко вычислить плотность. Насыпная плотность Эроса составляет 2,67 ± 0,03 г/см 3 . Это значение кажется почти одинаковым для всего астероида, основываясь на гравитационных данных NEAR Shoemaker, и подразумевает небольшие изменения в его глобальном составе. Этот состав больше всего напоминает обычные хондритовые (OC) метеориты, судя по химическим, минералогическим и магнитометрическим данным NEAR Shoemaker.

Тонкий срез хондр и фрагментов хондр в темной матрице под кросс-поляризованным светом. Антарктический метеорит GRO 95596, обыкновенный хондрит LL3 [Ссылка на данные из метеоритной базы данных].

Эти метеориты, состоящие из крошечных металлических и силикатных зерен и расплавленных силикатных частиц, называемых хондрами, представляют собой примитивные астероиды, которые никогда не плавились. Небольшое таяние на Эросе, однако, нельзя полностью исключить, но имеющиеся данные свидетельствуют о том, что ОС с измененной поверхностью, подвергшиеся космическому выветриванию, лучше всего соответствуют свойствам Эроса. [См. статью P S R D: Состав астероида 433 Эроса.] Несмотря на это соответствие метеоритам ОС, никого не удивило, что объемная плотность Эроса не соответствовала среднему значению для ОС (3,40 г/см3). Плотность Эроса ниже. Предполагается, что внутри астероида существуют трещины и пустоты из-за бесчисленных ударных столкновений. Некоторые ранние предсказания помещали Эрос в модель «повторно собранной груды обломков», в которой астероид представляет собой груду гравитационно связанных фрагментов от более ранних катастрофических столкновений. Обзор этой модели см. в статье PSRD: Honeycombed Asteroids. Сколько же пустого места внутри Эроса? Ответ основан на данных о пористости обычных хондритов.

Статья в тему:  Как зафиксировать астероиды в бесконечном небе

Пористость Эроса

Вт Илкисон и его команда использовали два набора данных о плотности и пористости для обычных хондритовых метеоритов из Consolmagno and Britt (1998) и Flynn и др. (1999) в качестве отправной точки для оценки пористости Эроса. 42 обычных хондритовых метеорита в наборах данных имеют пористость от 0 до 23% и среднюю пористость 6%. Команда исключила два метеорита с текстурами, редко встречающимися в OC, и выбрала диапазон пористости OC от 0 до 15% (диапазон перекрытия в двух наборах данных). Эта пористость определяется как микропористость, поскольку она относится к пустотам и трещинам между минеральными зернами. в образцах метеоритных пород. Используя среднюю насыпную плотность ОС, 3,40 г/см 3 , и микропористость от 0 до 15%, группа специалистов рассчитала плотность зерен ОС от 3,4 до 4,0 г/см 3 . Они сравнили эти плотности метеоритных зерен с объемной плотностью Эроса, равной 2,67 г/см 3 , и получили общую пористость Эроса: от 21 до 33%.Используя медианное значение 6% микропористости OC, среднюю объемную плотность OC и объемную плотность Eros, команда оценила общую пористость Eros как 26%. Если предположить, что микропористость слишком мала, чтобы влиять на когезионную прочность астероида, то 6% микропористости можно вычесть из общей пористости Эроса, чтобы получить макропористость (все трещины и пустоты больше размера минеральных зерен) для Эрос 20%. Макропористость является ключом к пониманию истории воздействия Эроса.

Статья в тему:  Как НАСА будет избегать астероидов

Структурные изменения астероидов во времени

Т Пористость астероида — результат долгой и сложной истории. Это зависит от исходного состава и физического состояния астероида, а также от интенсивности сильнейших ударов, которым он подвергся. История воздействия, вероятно, доминирует над окончательной пористостью. Уилкисон и ее коллеги выделяют три основные категории внутренних структур астероидов, как показано в таблице ниже. В самом мягком случае астероид расколот, но все еще связан. Удары сотрясают его поверхность, а сейсмические волны из точки удара вызывают трещины, но тело по-прежнему в значительной степени представляет собой единую твердую массу. Никакие большие куски интерьера не сдвинулись относительно соседних областей. Его пористость должна быть такой же, как у отдельных кусков астероидов, опробованных метеоритами. Если бы астероид был сделан из породы, как обычные хондриты, пористость была бы от 0 до 15%.

Структурные модели астероидов
МодельСплоченный, но разрозненныйСильно трещиноватыйКуча щебня
ОписаниеАстероид слегка расколот, но все еще представляет собой связное тело. Если в астероиде прорываются трещины, значит, ни один фрагмент не сдвинулся и не повернулся из исходного положения.Астероид разбит на куски значительными множественными разломами. Фрагменты переместились или повернулись в разные места, создавая больше пустых пространств.Первоначальное тело астероида было полностью разрушено, а кусочки разного размера снова собрались в гравитационно связанное тело.
Предварительный диапазон пористости0-15%
на основе сравнения с образцами обычных хондритовых метеоритов
15-30%
на основе сравнений с образцами лунных и земных ударов
>30%
на основе сравнения с рыхлыми земными отложениями, лунным реголитом и моделями повторной сборки
Статья в тему:  Stellaris утопия как остановить астероиды

Более сильные удары могут привести к повсеместному разрушению астероида. Уилкисон и его коллеги называют это сильным переломом. Трещины настолько интенсивны, что множество трещин пересекают тело, а фрагменты соскальзывают или вращаются в разных местах. Это создает пустоты в астероиде, увеличивая его пористость. Сравнивая образцы из лунных и земных ударных кратеров, Уилкисон и его коллеги оценивают пористость от 15 до 30%.

Чрезвычайно сильные удары могут разнести астероид вдребезги, разбросав осколки далеко друг от друга. Тем не менее, существует ряд сил удара, которые не разрушают астероид катастрофически. Вместо этого столкновение разорвет астероид на части, но не передаст фрагментам достаточно энергии, чтобы они потеряли гравитационное слежение друг за другом. Фрагменты, или, по крайней мере, большая их часть, падают обратно в центр масс системы, создавая вновь собранную груду щебня. Неорганизованная куча будет очень пористой. Уилкисон и команда подозревают, что он будет таким же пористым, как рыхлые земные отложения (такие как песок) или лунный реголит, поэтому пористость будет больше 30%.

Сваи щебня

Т Концепция груды щебня была весьма популярна среди экспертов по астероидам, хотя и не была общепринятой. Теоретическое моделирование истории столкновений с астероидами предполагает, что груды щебня должны быть довольно обычным явлением. Данные о скорости охлаждения обычных хондритов убедительно доказывают, что этот процесс происходит: некоторые хондриты называются «реголитовыми брекчиями». Это горные породы, переработанные в результате ударов о поверхности астероидов.Они содержат зерна металлического железо-никеля. Можно определить, насколько быстро эти металлические частицы остыли, измерив их состав и размеры.

Статья в тему:  Сколько существует 20-мильных астероидов?

Многочисленные анализы показывают, что в данной брекчии реголита металлические частицы охлаждались со скоростью от 1 до 1000 o C за миллион лет. Используя законы теплопроводности, мы можем рассчитать, насколько глубоко должна быть закопана порода, чтобы охлаждаться с заданной скоростью. Диапазон скоростей охлаждения частиц брекчии реголита указывает на первоначальную глубину залегания от нескольких километров (охлаждение на 1000 градусов за миллион лет) до 100 километров (охлаждение на 1 градус за миллион лет). Ясно, что астероиды, на которых образовались эти брекчии, перемешаны.

На первый взгляд можно подумать, что кратеры разных размеров могут извлекать породы с самых разных глубин и откладывать их на поверхность, где они могут включаться в брекчии реголита. Однако это не так просто. Джефф Тейлор и его коллеги подсчитали, что кратеры, достаточно большие, чтобы вырывать горную породу с глубины 60 километров, разрушили бы астероиды диаметром менее 500 километров [см. статью PSR D: Сотовые астероиды]. с камнями из небольших глубин, чтобы разбить астероид и собрать его обратно в груду щебня.

Однако это не означает, что любой данный астероид, такой как Эрос, представляет собой груду щебня. На самом деле, мы не знаем, насколько распространенными могут быть груды щебня. Уилкисон и его коллеги проверили, является ли Эрос грудой щебня или менее раздробленным астероидом.

Собираем все вместе: образование и изменение астероидов во времени

Статья в тему:  Почему астероиды падают на Россию

А стероиды могли иметь различные начальные состояния вскоре после своего образования. Затем тела были изменены ударами, как обсуждалось выше, что привело к различным результатам, как показано на диаграмме ниже.

На этом рисунке показаны пять моделей Эроса (обозначены буквами от A до E) и то, как каждое тело меняется с увеличением разрушения.Формы и размеры фрагментов не следует понимать буквально. Цвета представляют различный хондритовый материал.

Кейс А изображает, казалось бы, простой случай, когда астероид образовался из однородного материала и лишь очень умеренно нагрелся. Нет слоев или внутренней структуры. Такие объекты могут быть относительно слабыми, но если они достаточно велики (более 50 километров в радиусе), их сила будет определяться их гравитацией, а не силой скалы. Неясно, насколько пористыми могут быть такие тела изначально. Б называют моделью луковой скорлупы. Это относится к астероидам, которые образовывались холодными, нагревались и метаморфизировались. Этот процесс уменьшил начальную пористость, особенно в центре, где температура была самой высокой. Степень метаморфизма уменьшается от центра к поверхности. С, модель с гетерогенным нагревом, аналогична случаю Б разве что нагрева не было даже по всему кузову. Степень метаморфизма неоднородна. Д называется метаморфизованной планетезимальной моделью. Он изображает нагрев, происходящий во множестве относительно небольших тел (менее 10 километров в диаметре). Каждое из тел имеет структуру луковичной скорлупы, но они случайным образом срастаются в конечный астероид. Е это тот случай, когда астероид был нагрет настолько, что расплавился. Если его расплавить до высокой температуры, он может дифференцироваться на ядро, мантию и кору. Меньшее плавление привело бы к телу с корой и мантией, которая все еще содержала бы по крайней мере некоторое количество металлического железа. В любом случае, Е является когерентным, сильным астероидом.

Статья в тему:  Почему мы классифицируем захваченные астероиды как луны

Астероиды в целом и Эрос в частности сильно покрыты кратерами и, следовательно, разломаны, но нелегко выбрать, какое родительское тело или структурная модель, показанная на рисунке выше, применимы к Эросу. Вот почему Уилкисон и его коллеги использовали дополнительный параметр пористости, чтобы сделать вывод о структуре внутри Эроса.

Насколько распался Эрос?

А макропористость 20% для Эроса согласуется со значениями, полученными из ударной брекчии, обнаруженной на Земле и Луне, что привело Уилкисона и соавторов к выводу, что Эрос представляет собой сильно трещиноватое тело. Расчетное значение пористости не кажется достаточно низким, чтобы соответствовать согласованной, но раздробленной модели, и недостаточно высоким, чтобы оправдать название Эроса вновь собранной грудой щебня. Хребты, впадины и канавки на поверхности Эроса, видимые с орбиты, предполагают сплоченную и сильно раздробленную внутреннюю часть, но достаточно прочную, чтобы поддерживать такие особенности. Видная система хребтов, называемая Rahe Dorsum, в северном полушарии указывает на серьезное структурное коробление, возможно, из-за ударных ударных волн сжатия.

Эти изображения показывают особенности поверхности Эроса, которые могут быть индикаторами глобальной внутренней силы. А: стрелки указывают на систему хребтов Rahe Dorsum, Б: стрелки указывают на искривленный гребень, С: квадратные кратеры могли образоваться в результате ударов по ранее существовавшим трещинам, и Д: канавки и выровненные ямки.

Кажется, что Эрос не груда щебня, если только он не состоит всего из нескольких крупных фрагментов. Хотя могут быть и другие астероиды. Чтобы узнать, сколько потребуется отправить космических аппаратов к многочисленным астероидам, определить их плотность и химический состав, вывести их пористость. Возможно, такие измерения могли бы привести к эффективным способам определения внутренней структуры и прочности астероидов. Это было бы очень полезно при оценке опасности столкновения с астероидом и при выяснении того, как отклонить астероид, угрожающий Земле. Стратегия, используемая для отклонения груды обломков, может кардинально отличаться от стратегии, используемой для отклонения расколотого астероида.

Статья в тему:  Как астероиды и кометы повлияли на жизнь на Земле?

Работа Уилкисона и его коллег показывает ценность междисциплинарных исследований астероидов и образцов астероидов (метеоритов).Это было бы невозможно без базы данных лабораторных измерений плотности и пористости метеоритов или без измерений космического корабля Эроса.

Домашняя страница миссии НАСА NEAR. Мозаика данных NEAR и видеоролики от Марка Робинсона и команды из Северо-Западного университета и Университета штата Аризона. Консолманьо, Г.Дж. и Бритт, Д.Т. (1998) Плотность и пористость метеоритов из коллекции Ватикана. Метеор. Планета. науч. 33, с. 1231-1241. Флинн, Г. Дж., Мур, Л. Б., и Клок В. (1999) Плотность и пористость каменных метеоритов: последствия для плотности, пористости, образования кратеров и разрушения астероидов в результате столкновений. Икар 142, с. 97-105. Японская миссия Muses-C приземлится на астероид и доставит образцы. Исследование Солнечной системы НАСА: миссии к астероидам Тейлор, Г. Дж. «Состав астероида 433 Эрос», открытия PSR, февраль 2002 г.. Тейлор, Г. Дж. «Сотовые астероиды», открытие PSR, август 1999 г.. Уилкисон, С.Л., Робинсон, М.С., Томас, П.К., Веверка, Дж., Маккой, Т.Дж., Мерчи, С.Л., Проктер, Л.М., и Йоманс, Д.К. (2002) Оценка пористости Эроса и ее значение для внутренней структуры. Икар, т. 155, с. 94-103.

голоса
Рейтинг статьи
Ссылка на основную публикацию
0
Оставьте комментарий! Напишите, что думаете по поводу статьи.x
Adblock
detector