Suprafața Erosului
Suprafața Eros a fost capturată în detaliu de nava spațială NEAR Shoemaker a NASA care a orbitat asteroidul timp de aproximativ un an. [1] De culoare maro-auriu, pare puternic craterat. Craterele mai mari ating dimensiuni comparabile cu cele ale lui Eros însuși, așa cum se observă și pe alte obiecte asteroidale. Imaginile de înaltă rezoluție dezvăluie prezența unui strat de regolit , a cărui grosime ar putea fi între 10 și 100 m, care acoperă Eros în toate părțile sale. [2] Printre structurile asociate transportului de regolit, au fost găsite câteva depozite albăstrui, numite iazuri . [3] Setul de structuri observate prezintă o coerență compatibilă cu o structură internă relativ compactă. [4]
Observare
Suprafața Eros a fost capturată în detaliu de sonda spațială NEAR Shoemaker a NASA care a orbitat asteroidul în perioada 14 februarie 2000 - 12 februarie 2001 [1] Sonda spațială a parcurs orbite progresiv mai strânse până la o rază de 35 km - ambele în planul polar al asteroidului, și în plan ecuatorial - și a efectuat survolări de pășunat ajungând la o distanță minimă de 2-3 km de la suprafață. Echipat cu o cameră pentru observare vizibilă și două spectrometre , unul operând în infraroșu , celălalt în raze X , NEAR Shoemaker a cartografiat suprafața și i-a identificat formațiunile și compoziția geologică. [5]
La 12 februarie 2001, cu două zile înainte de sfârșitul planificat al misiunii, sonda a aterizat la suprafață lângă „șaua” asteroidului lângă craterul Himeros . Păstrat activ încă șaisprezece zile, a efectuat măsurători ale compoziției solului la locul de aterizare cu spectrometrul cu raze gamma, care s-a dovedit ineficient în observațiile efectuate de pe orbită. [6] Misiunea s-a încheiat la 28 februarie următoare. [6]
Compoziţie
Eros este un corp cu o structură internă esențial uniformă. [4] [7] Prin urmare, din măsurătorile efectuate asupra compoziției suprafeței, s-au obținut informații și despre compoziția globală a asteroidului, deși ulterior au apărut îndoieli cu privire la reprezentativitatea efectivă a regolitului. [8]
Observațiile efectuate cu spectrograful în infraroșu (NIS) la sonda NEAR Shoemaker au arătat o mai mare uniformitate în compoziția suprafeței, cu unele excepții reprezentate de zone apropiate unor cratere de impact . [9] Spectrul colectat de instrument prezintă două benzi mari de absorbție aproape de 1 e 2 uM , care au fost asociate cu prezența mineralelor mafic precum olivina și ortopirosseni calciu sărac ( silicați feroși ), cu o abundență măsurată ca raportul dintre ortopirosseni (.opx) de olivină și ortopirosseni (ol + .opx) de 42 ± 4%. [10] Cu toate acestea, savanții cred că pot distinge prezența a cel puțin alte trei specii minerale, pentru care doar una dintre acestea ar avea suficiente date pentru identificarea acesteia. [11] S-a sugerat, de fapt, că clinopiroxenele bogate în calciu pot fi prezente și sub formă de diopsid sau augită , a căror prezență este detectată și în condrite H, L și LL cu procentaje de 12, 17 și 19% respectiv. [12] O îmbunătățire a cunoștințelor privind compoziția suprafeței Eros poate proveni în cele din urmă dintr-o mai bună înțelegere a funcționării instrumentului și, în consecință, dintr-o mai bună calibrare a datelor colectate. [13]
Relația dintre abundență [15] | XRS | GRS | Chondriti comun |
---|---|---|---|
Mg / Da | 0,85 ± 0,11 | 0,75 | 0,80 |
Al / Da | 0,068 ± 0,022 | - | 0,064 |
D / Da | <0,05 | - | 0,11 |
Ca / Da | 0,077 ± 0,006 | - | 0,071 |
Fe / Da | 1,65 ± 0,27 | 0,80 | 1.0 (LL) 1.2 (L) 1,6 (H) |
Fe / O | - | 0,28 | 0,5 ÷ 0,8 |
Da / O | - | 0,61 | 0,5 |
K (% în greutate) | - | 0,07 | 0,08 |
NEAR Shoemaker a colectat, de asemenea, date despre compoziția elementară a suprafeței Eros prin spectrometre cu raze X și gamma . Spectrometrul cu raze X (XRS) a efectuat măsurători pe întreaga suprafață, dar cu o putere de penetrare de aproximativ zece μm . Datele colectate indică faptul că compoziția, estimată ca raportul elementar față de siliciu, este, în unele moduri, similară cu cea a condritelor obișnuite (în valorile Fe / Si, Al / Si și Mg / Si), dar cu o cantitate mai mică de sulf. [16]
Spectrometrul cu raze gamma (GRS), pe de altă parte, a furnizat date valabile numai atunci când sonda a fost plasată la suprafață, după ce a supraestimat gama sa. Măsurătorile sunt, prin urmare, limitate la aproximativ un metru cub de Eros. Instrumentul a detectat valori ale abundenței potasiului și ale raporturilor Mg / Si și Si / O comparabile cu cele măsurate în condrite, dar un conținut mai mic de fier în raporturile Fe / Si și Fe / O. [4]
Setul de date colectate de cele două instrumente relevă o penurie de sulf la suprafață, care a fost explicată ca fiind probabil cauzată de bombardamentul radiațiilor și micrometeoriților suferit chiar de suprafață ( intemperii spațiale ), care ar fi dus la pierderea element în spațiu. [17] Discrepanța dintre valorile raportului Fe / Si măsurate de cele două instrumente este, de asemenea, în discuție. [17]
Craterizarea
Figurile proeminente de pe suprafața Erosului sunt trei cratere de impact . [18] Cel mai mare, Himeros , are un diametru de aproximativ 11 km și o adâncime de 1,5 km și este situat pe partea convexă a asteroidului. Pe marginea sa de sud-vest se suprapune craterul Charlois [19] , cu diametrul de aproximativ 7 km și adâncimea de câteva sute de metri, în mod clar mai tânăr decât cel anterior. În interior este un strat de regulit relativ adânc, neconsolidat, denumit Charlois Regio. În cele din urmă, pe partea concavă se află craterul Psyche de aproximativ 5 km în diametru și 1 km adâncime. Craterul este vechi, deoarece pe marginea sa există patru cratere de aproximativ 1 km în diametru fiecare și, deoarece conține material ejectat în impactul care a generat Charlois Regio, îl precede cu siguranță. Cu toate acestea, nu este posibil să se stabilească dacă a precedat sau urmat în mod temporal Himeros, deoarece suprafețele lor nu ating dimensiuni care să reprezinte un eșantion statistic semnificativ. [20]
În mod semnificativ, numărul craterelor mici (mai puțin de 100-200 m) este mai mic decât se aștepta teoretic, similar cu ceea ce a fost observat pe Fobos și pe platourile lunare . S-a emis ipoteza că acest lucru se datorează mișcării regulitului - cauzată de panta suprafeței sau de undele seismice generate de un impact astronomic - care ar fi șters urmele impacturilor mai mici. [21] Se crede, în special, că a identificat în impactul care a dat naștere Charlois Regio cauza absenței craterelor mici (cu un diametru mai mic de 500 m) din diferite zone - care corespund în general la 40 % din suprafața asteroidului - inclusă la o distanță dreaptă de 9 km de punctul de impact. [22] Responsabil pentru degradarea suprafeței ar fi fost energia seismică produsă de impact, care, propagându-se pe tot asteroidul sub formă de unde , ar fi provocat prăbușirea structurilor mai mici. Deoarece Eros are o formă neregulată, chiar și punctele îndepărtate ale suprafeței pot fi unite printr-o linie dreaptă care traversează asteroidul, mai scurtă decât calea suprafeței. Astfel, zone chiar aparent foarte îndepărtate una de cealaltă, pe „fețele” opuse ale asteroidului, dar incluse la 9 km de impact, ar fi fost afectate de evenimentul care ar fi determinat în cele din urmă o distribuție inegală a densității craterelor pe suprafata. [22]
Același impact ar fi provocat, de asemenea, majoritatea bolovanilor împrăștiați la suprafață. [22] Această producție a fost explicată ca urmare a particularității sitului de impact, care, care a avut loc la marginea unui alt crater mare, ar fi putut ajunge la straturi mai adânci.
Dungile
La o rezoluție între 1 km și 100 m, crestele și dungile se suprapun pe suprafața puternic craterată. [18] Acestea traversează întregul asteroid și sunt studiate deoarece ar putea oferi indicii asupra structurii interne a Erosului.
Hinks Dorsum , [23] care se întinde pe 18 km în emisfera nordică, reprezintă cea mai mare dungă. Robinson și colegii (2002) l-au interpretat ca manifestarea unei defecte compresive foarte extinse, care ar găsi o continuare în Callisto Fossae , de pe partea opusă a asteroidului. [24] Greenberg (2008), pe de altă parte, consideră că este posibilă identificarea paralelă cu Hinks Dorsum a unei vene de rocă care ar constitui un punct forte în structura internă a asteroidului, care ar fi putut proveni din progenitor. corpul lui Eros și ulterior s-a menținut, rezistând la acțiunea erozivă a impactului. Această structură ar putea fi la originea formei alungite a asteroidului. [25]
Buczkowski și colegii (2009), aprofundând o lucrare anterioară din 2008, care dăduse rezultate opuse, [26] au identificat structuri care, prezente în ambele capete ale asteroidului, ar susține ipoteza că Eros este un obiect compact. [27]
Regolitul
În cele din urmă, la o rezoluție mai mică de 50 m, bolovanii și structurile asociate cu transportul regulitului domină morfologia suprafeței, [18] [29] în timp ce nu sunt detectate urme ale aflorimentului de roci de substrat. [30]
Stratul de suprafață ar părea ochiului uman remarcabil de uniform, de culoare maro-auriu. Principalele anomalii ale colorării ar fi reprezentate de două tipuri de depuneri, unul caracterizat prin valori mari de albedo , identificate pe pereții abrupți ai unor cratere mari; [31] celelalte, numite iazuri , orizontale și cu o suprafață netedă, au o componentă albăstruie a colorării mai intense a solului din jur. [18]
Stratul de regolit atinge o grosime mai mare de cel puțin 10 m, [32] dar în unele locuri ar putea ajunge chiar la 100 m. [33] Aceasta presupune că există o interfață clară între regulit în sine și un strat adânc de rocă de compacitate mai mare, o interfață care ar putea lipsi, de asemenea; în acest caz, regolitul de suprafață s-ar degrada către blocuri din ce în ce mai mari. [30]
Depozite albicioase
Pe pereții abrupți ai unor cratere mari pot fi observate depozite caracterizate prin valori mari de albedo comparativ cu terenul din jur. Alunecarea stratului de suprafață - cauzată de exemplu de evenimente de impact - se crede că a expus materialul de substrat expus mai puțin modificat de intemperiile spațiale . [31]
Iazuri
În unele asteroizi, depresiunile au fost identificate din depozitele orizontale și netede ale suprafeței, care au o componentă albăstruie a celei mai intense colorații în comparație cu solul din jur, indicate în limba engleză ca iazuri ( iazuri ). [18] Au fost identificate 334, dintre care majoritatea au un diametru mai mic de 60 m, cea mai mare atingând 210 m în diametru. [34] Prezența lor a generat un interes considerabil deoarece nu au fost identificați alții pe niciunul dintre corpurile cerești de dimensiune asteroidală observate până atunci și nici pe Lună . Doar retrospectiv s-a sugerat că depozite similare ar putea fi prezente pe Fobos . [35]
Primii cercetători care au analizat datele au sugerat că acestea ar putea fi produse din material cu granulație fină (posibil provenind din interiorul asteroidului) care ar umple craterele existente, nivelându-se în funcție de o suprafață echipotențială locală. Conform calculelor lor, o adâncime de 20 cm ar fi fost suficientă pentru a obține caracteristicile observate. Culoarea albăstruie, pe de altă parte, ar putea fi o consecință a mărimii boabelor sau a segregării silicaților de fier. Iazurile ar fi compuse în principal din primele, în timp ce fierul ar fi atins o poziție de echilibru la o adâncime mai mare. Acest lucru ar fi putut explica și descoperirile GRS, deoarece NEAR Shoemaker a aterizat chiar lângă un iaz. [36]
Analiza ulterioară a imaginilor a indicat o corelație între bolovani și iazuri . O ipoteză mai recentă, de fapt, sugerează că aceasta din urmă ar fi putut proveni din dezintegrarea celei dintâi cauzată de ciclul termic. [3] Este posibil ca în zonele iluminate direct de lumina soarelui să se atingă la periheliu o temperatură de suprafață de 100 ° C ; în timp ce măsurătorile efectuate în timpul nopții au indicat o temperatură apropiată de -150 ° C. [37] Excursia termică zilnică ar fi între 10 și 100 ° C, suficientă pentru a determina oboseala termică a materialului; pentru comparație, o excursie la 10 ° C poate eroda semnificativ un bolovan pe Pământ. [38] Diferența de colorare ar putea deci să provină dintr-un grad diferit de expunere la mediul spațial, în comparație cu materialul înconjurător. Deoarece structuri similare nu au fost observate nici pe Lună, nici pe Mercur , Dombard și colegii (2010) sugerează că compoziția suprafeței ar fi putut favoriza procesul. Prin urmare, structuri similare ar putea fi identificate pe alți asteroizi de tip S. [35]
Nomenclatură
Numele trăsăturilor de suprafață ale Eros sunt atribuite de Uniunea Astronomică Internațională . Unele dintre ele sunt numite de descoperitorii Eros ( regiones ) sau de oamenii de știință care au contribuit la studiul asteroidului ( dorsa ); craterele , pe de altă parte, poartă numele unor personaje din istorie , literatură și mitologie legate de pasiuni amoros. [39]
Notă
- ^ A b (EN) NEAR Shoemaker Mission (NEAR) , pe near.jhuapl.edu, Laboratorul de Fizică Aplicată, Universitatea Johns Hopkins . Adus 14-09-2009 .
- ^ Robinson, MS; și colab. , 2002.
- ^ a b Dombard, AJ; și colab. , 2010.
- ^ a b c Cheng, AF , pp. 359-361 , 2002.
- ^ Cheng, AF , 2002.
- ^ A b (EN) Worth, Helen, The End of an asteroidal Adventure: NEAR Shoemaker Phones Home for the Last Time , on near.jhuapl.edu, Laborator de fizică aplicată, Universitatea Johns Hopkins, 28 februarie 2002. Accesat la 25 octombrie 2011 .
- ^ Wilkison, SL; și colab. , 2002.
- ^ McCoy, TJ; și colab. , pp. 1669 , 2001.
- ^ (EN) Bell, JF și colab. , Spectroscopie de reflecție aproape IR a 433 Eros din instrumentul NIS din misiunea NEAR. I. Observații cu unghi de fază scăzută , în Icarus , vol. 155, 2002, pp. 119-144, DOI : 10.1006 / icar . 2001.6752 .
- ^ McFadden, LA; și colab. , p. 1719 , 2001.
- ^ McFadden, LA; și colab. , 2001.
- ^ McFadden, LA; și colab. , p. 1721 , 2001.
- ^ McFadden, L., și colab. , Calibrare și interpretare minerală a NEIS NEAR din 433 Eros: abordări multiple , a 35-a Adunare științifică COSPAR. Desfășurat în perioada 18-25 iulie 2004, la Paris, Franța . Adus pe 21 noiembrie 2011 .
- ^ McCoy, TJ; și colab. , p. 24 , 2002.
- ^ Raportul de abundență evaluat în funcție de greutatea cantității prezente a elementului unic.
- ^ (EN) Lim, LF, Nittler, LR, Compoziție elementară a 433 Eros: Nouă calibrare a datelor NEAR-Shoemaker XRS ( abstract ) în Icarus, vol. 200, n. 1, 2009, pp. 129-146, DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.09.018 . Adus la 18 noiembrie 2011 .
- ^ a b McCoy, TJ; și colab. , pp. 25-27 , 2002.
- ^ a b c d și Robinson, MS; și colab. , p. 1654 , 2002.
- ^ Craterul Charlois este denumit Crater Shoemaker în publicațiile scrise de membrii grupului de lucru care a analizat datele din sonda NEAR.
- ^ Robinson, MS; și colab. , pp. 1654-1656 , 2002.
- ^ Robinson, MS; și colab. , pp. 1657-1659 , 2002.
- ^ a b c Thomas, PC; Robinson, MS , 2005.
- ^ Hinks Dorsum este denumit Rahe Dorsum în publicațiile scrise de membrii grupului de lucru care au analizat datele din sonda NEAR.
- ^ Robinson, MS; și colab. , pp. 1656-1657 , 2002.
- ^ (EN) Greenberg, R., Eros 'Rahe Dorsum: Implications for internal structure ( abstract ), în Meteoritics & Planetary Science, vol. 43, nr. 3, 2008, pp. 435-449, DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2008.tb00664.x . Adus la 17 noiembrie 2011 .
- ^ (EN) Buczkowski, DL, Barnouin-Jha, OS; Prockter, LM, 433 Linii Eros: Cartografiere și analiză globală , în Icarus , vol. 193, nr. 1, pp. 39-52, DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.06.028 .
- ^ Buczkowski, DL, Barnouin-Jha, OS; Wyrick, D.; Prockter, LM, Analize ulterioare ale Hărții Liniamentului Global 433Eros , a 40-a conferință științei lunare și planetare, (Lunar and Planetary Science XL), desfășurată în perioada 23-27 martie 2009 în The Woodlands, Texas, id . 1187 , 2009. Accesată în noiembrie 17, 2011 .
- ^ (EN) PIA02950: The Color of Regolith , despre Planetary Photojournal , NASA, 5 august 2000. Adus pe 29 octombrie 2011.
- ^ (EN) Riner, MA, Robinson, MS; Eckart, JM; Desch, SJ, Studiu global al variațiilor de culoare pe 433 Eros: Implicații pentru procesele de regulit și mediile de asteroizi , în Icarus , vol. 198, nr. 1, 2008, pp. 67-76, DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.07.007 .
- ^ a b Robinson, MS; și colab. , pp. 1662-1678 , 2002.
- ^ a b Robinson, MS; și colab. , pp. 1668-1669 , 2002.
- ^ Robinson, MS; și colab. , p. 1671 , 2002.
- ^ Robinson, MS; și colab. , p. 1667 , 2002.
- ^ Dombard, AJ; și colab. , p. 713 , 2010.
- ^ a b Dombard, AJ; și colab. , p. 720 , 2010.
- ^ Robinson, MS; și colab. , pp. 1671-1678 , 2002.
- ^ (EN) NASA's Near-Earth Asteroid 433 Eros (TXT) on nssdc.gsfc.nasa.gov, National Space Science Data Center (NSSDC), NASA. Adus la 13 decembrie 2011 .
- ^ Dombard, AJ; și colab. , p. 716 , 2010.
- ^ (EN) Regulile de nomenclatură de pe site-ul UAI. , la planetarynames.wr.usgs.gov . Adus 23/08/2009 .
Bibliografie
- (EN) McCoy, TJ și colab. , Compoziția lui 433 Eros: O sinteză mineralogico-chimică , în Meteoritics & Planetary Science , vol. 36, n. 12, 2001, pp. 1661-1672, DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01855.x . Adus pe 21 noiembrie 2011 .
- (EN) McFadden, LA și colab. , Interpretarea mineralogică a spectrelor de reflectanță ale Erosului din zăpadă de fază joasă a spectrometrului apropiat de infraroșu NEAR , în Meteoritics & Planetary Science , vol. 36, n. 12, 2001, pp. 1711-1726, DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01858.x . Adus pe 21 noiembrie 2011 .
- (EN) Cheng, AF, NEAR Shoemaker: Mission Summary , în Bottke, WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (ed.), Asteroids III ( PDF ), Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 351–366. la 28 octombrie 2011 (arhivat din originalul 14 februarie 2017) .
- (EN) McCoy, TJ, Robinson, MS; Nittler, LR; Burbine, TH, The Near Earth Asteroid Rendezvous Mission to asteroid 433 Eros: O etapă importantă în studiul asteroizilor și relația lor cu meteoriții ( PDF ), în Chemie der Erde Geochemistry , vol. 62, nr. 2, 2002, pp. 89-121, DOI : 10.1078 / 0009-2819-00004 . Adus la 28 octombrie 2011 .
- (EN) Robinson, MS, Thomas, PC; Veverka, J.; Murchie, SL; Wilcox, BB, The geology of 433 Eros , în Meteoritics & Planetary Science , vol. 37, n. 12, 2002, pp. 1651-1684, DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2002.tb01157.x . Adus pe 19 noiembrie 2011 .
- ( EN ) Wilkison, SL și colab. , O estimare a porozității și implicațiilor lui Eros pentru structura internă , în Icarus , vol. 155, 2002, pp. 94-103, DOI : 10.1006 / icar . 2001.6751 .
- ( EN ) Thomas, PC, Robinson, MS, Resurfacing seismic printr-un singur impact asupra asteroidului 433 Eros , în Nature , vol. 436, nr. 7049, 2005, pp. 366–369, DOI : 10.1038 / nature03855 .
- ( EN ) Dombard, AJ, Barnouin, OS; Prockter, LM; Thomas, PC, Boulders and ponds on the Asteroid 433 Eros ( PDF ), în Icarus , vol. 210, nr. 2, 2010, pp. 713-721, DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.07.006 . Adus la 13 decembrie 2011 .
linkuri externe
- (EN) Caracteristicile suprafeței Eros pe site-ul UAI pe planetarynames.wr.usgs.gov. Adus la 13 martie 2012 .