Tähtitiede

Kuinka lohkareet muodostuvat asteroideille?

Kuinka lohkareet muodostuvat asteroideille?

Esimerkiksi: Ovatko ne pehmeästi laskeutuneita meteoriitteja? Vai muodostuvatko ne sulatetusta materiaalista väkivaltaisen iskun aikana? Vai ovatko ne seurausta jonkinlaisesta eroosioprosessista?


Näyttää siltä, ​​että kysyt raunioista, asteroidista, jotka koostuvat suuresta määrästä erikokoisia esineitä, joita painovoima pitää heikosti yhdessä. Muutamat komponenttiobjektit ovat suuria, mutta useimmat ovat hyvin pieniä (hiekanjyviin asti).

Ajattele analogisesti taskutason pelaamista. Teline 15 kohdepalloa, mutta jätä teline päälle. Lyöntipallo pomppii, kun lyöt telineeseen lyömäpallolla, mutta se siitä.

Yritetään nyt uudelleen, mutta tällä kertaa teline poistettuna. Jotta kohdepallot olisivat vielä raunioimpia, käytämme pahvikappaletta lisäämään vähän tilaa kohdepallojen väliin. Nyt tapahtuu jotain aivan erilaista, kun lyöntipallo osuu kohdepalloihin. Pallot on liitetty vain löyhästi toisiinsa. Tämä tekee heistä erittäin hyviä absorboimaan lyöntipallon liikevoimaa ja jakamaan energiaa ja liikevoimaa koko telineeseen. Kun otetaan huomioon matala tai kohtalainen lyöntipallon nopeus, törmäys on lähellä puhtaasti joustamatonta.

Ja näin saat raunion. Se on yksi joustamaton törmäys toisensa jälkeen. 4,6 miljardin vuoden aikana sinulla on kasa pölyä ja hiekkaa, kiviä ja muutama iso lohkare sekoitettu.


Asteroidi Vesta -palat löytyvät Bennun pinnalta

Asteroidi Bennu, NASAn OSIRIS-REx-asteroidinäytteistystehtävä, on iso raunio. Uusin OSIRIS-REx-analyysi viittaa siihen, että raunioilla ei ehkä ole yhtä alkuperää. Se löysi todisteita asteroidi Vestalta, joka on asteroidivyön toiseksi suurin ruumis.

Tutkijoiden mukaan Bennu todennäköisesti syntyi asteroidien törmäyksen seurauksena, joista yksi oli fragmentti Vestasta. Kun törmäyksen sironnut roskat päätyivät muodostamaan Bennun, jotkut Vesta-kalliot päätyivät tämän pienen rungon pinnalle. Löytö on raportoitu Nature Astronomy -lehdessä.

"Löysimme kuusi kiviä, joiden koko vaihteli 5-14 jalasta (noin 1,5-4,3 metriä) hajallaan Bennun eteläisellä pallonpuoliskolla ja lähellä päiväntasaajaa", johtava kirjailija Daniella DellaGiustina, Arizonan yliopiston Lunar & amp Planetary Laboratory, sanoi lausunnossaan. "Nämä lohkareet ovat paljon kirkkaampia kuin muu Bennu ja sopivat Vestan materiaaliin."

On mahdollista, että ne muodostuivat Bennun vanhemmasta ruumiista, mutta todennäköisemmin ne olivat Vestan palasia. Lohkareet on valmistettu pyrokseenista, joka muodostuu korkeissa lämpötiloissa kivimateriaalin sulatuksesta ja voi olla 10 kertaa kirkkaampi kuin ympäröivä pinta. Bennun kivet on valmistettu vettä sisältävistä mineraaleista, joten on epätodennäköistä, että sillä tai sen vanhemmalla ruumiilla olisi ollut korkeita lämpötiloja.

Ei ole epätavallista nähdä jäännöksiä asteroidista roiskuneen toisen pinnan yli. NASA: n Dawn-avaruusalus näki kraattereita Vestassa, jossa eri asteroidit olivat törmänneet, murtaneet kappaleita ja jättäneet jälkeensä tummaa materiaalia. Samoin japanilainen koetin Hayabusa näki Itokawan asteroidilla suuren mustan kiven. Juuri eilen tutkimus paljasti, että toinen rypäleiden asteroidi Ryugu, jossa Hayabusa2 vieraili, on myös kosmisen törmäyksen tulos.

"Johtava hypoteesi on, että Bennu peri tämän materiaalin vanhemmalta asteroidilta sen jälkeen, kun vestoidi (fragmentti Vestasta) iski vanhempaa", kertoi Hannah Kaplan NASA: n Goddardin avaruuslentokeskuksesta. "Sitten, kun asteroidin vanhempi tuhoutui katastrofaalisesti, osa sen roskista kertyi omalla painovoimallaan Bennuun, mukaan lukien osa Vestan pyrokseenia."

Aurinkokunnan läpi kulkevat asteroidit ovat vuorovaikutuksessa toistensa kanssa ja voivat ajan myötä joutua törmäykseen. Painovoiman välinen vuorovaikutus voi viedä heidät myös asteroidivyöstä (Marsin ja Jupiterin välillä) lähellä maapallon kiertorataa, mikä pätee sekä Bennuun että Ryuguun.

"Asteroidiperheiden ja Bennun alkuperän tulevissa tutkimuksissa on sovitettava yhteen Vesta-tyyppisen materiaalin läsnäolo samoin kuin muiden asteroidityyppien ilmeinen puute. Odotamme palautettua näytettä, joka toivottavasti sisältää kappaleita näistä kiehtovista kalliotyypeistä ”, lisäsi OSIRIS-RExin tutkija Dante Lauretta. ”Tämä rajoitus on vielä pakottavampi, kun otetaan huomioon S-tyypin materiaalin löytyminen Ryugu-asteroidista. Tämä ero osoittaa arvon tutkia useita asteroideja aurinkokunnassa. "

OSIRIS-RExin on määrä lentää Bennun pintaan ja kerätä näyte maaperästä ensi kuussa, joten pysy kuulolla.


Abstrakti

Maan lähellä olevalta asteroidilta 162 173 Ryugu on löydetty monia pieniä lohkareita, joiden heijastavuusarvot ovat yli 1,5 kertaa keskimääräiset heijastavuusarvot. Näkyvien aallonpituusspektrierojen perusteella Tatsumi et ai. (2021, Nature Astronomy, 5, doi: doi: 10.1038 / s41550-020-1179-z) määritteli kaksi kirkasta siirtolohkoluokkaa: C-tyypin ja S-tyypin. Näillä kirkkaiden lohkareiden kahdella luokituksella on erilaiset kokojakaumat ja spektrisuuntaukset. Tässä tutkimuksessa mitattiin 79 kirkkaan lohkareen spektrit ja tutkittiin niiden yksityiskohtaiset spektriominaisuudet. Analyyseillä saatiin useita tärkeitä tuloksia. Ensinnäkin Ryugun S-tyyppisillä kirkkailla lohkareilla on spektrit, jotka ovat samanlaisia ​​kuin kahdelle tavalliselle kondriitille, joilla on erilaiset alkuspektrit ja jotka on kokeellisesti avattu avaruudessa. Tämä viittaa siihen, että Ryugulla voi olla kaksi S-tyypin kirkkaita lohkareita, jotka saattavat olla peräisin kahdesta eri iskulaitteesta, jotka osuivat Ryugu & # x27s -peruskappaleeseen. Toiseksi metrikokoisten S-tyyppisten kirkkaiden lohkareiden mallin avaruusolosuhteet, jotka perustuvat aikaisempien kokeellisesti säteilytettyjen tavallisten kondriittien johdettuihin spektrin muutosnopeuksiin, ovat 10 5–10 6 vuotta, mikä on yhdenmukaista kraatterin retentioajan kanssa (& lt 6 6 vuotta)

1 m syvä pintakerros Ryugulla. Tämä sopimus viittaa vahvasti siihen, että Ryugu & # x27s -pinta on erittäin nuori, mikä tarkoittaa, että Ryugu & # x27s -pinnalta hankittujen näytteiden tulisi olla tuoreita. Kolmanneksi, serpentiiniabsorption puute S-tyypin klastissa, joka on upotettu yhteen suurista rakeistetuista lohkareista, osoittaa, että rakeiden aiheuttama pirstoutuminen ja sementoituminen tapahtui vesipitoisen muutoksen lopettamisen jälkeen. Neljänneksi, C-tyyppisillä kirkkailla lohkareilla on jatkuva spektritrendi, joka on samanlainen kuin matalan albedon hiilipitoisten kondriittien, kuten CM: n ja CI: n, kuumennuskanava. Muut prosessit, kuten avaruuden sään ja raekoon vaikutukset, eivät voi ensisijaisesti ottaa huomioon niiden spektrin vaihtelua. Lisäksi yleisten tummien lohkareiden spektrien jakauma, jotka muodostavat & gt99,9% Ryugu & # x27s: n tilavuudesta, sijaitsee suuntausviivaa pitkin kaltevuus / UV-indeksi kaaviossa, joka on C-tyypin kirkkaiden lohkareiden käytössä. Nämä tulokset osoittavat, että lämpömetamorfismi voi olla hallitseva syy spektrin vaihteluun Ryugun C-tyypin kirkkaissa lohkareissa ja että Ryugun yleiset lohkareet ovat saattaneet kokea lämpömetamorfiaa paljon kapeammissa olosuhteissa kuin C-tyypin kirkkaat lohkareet. Tämä tukee olettamusta, jonka mukaan Ryugu & # x27: n vanhemman elin koki tasaisen lämmityksen radiogeenisen energian eikä iskulämmityksen vuoksi.


Asteroidien luominen

Tutustu asteroidien ominaisuuksiin.
Opi kuinka asteroidit muodostuvat aurinkokunnassamme.

Osallistujat oppivat, että asteroidit ovat suuria lohkareita, jotka löytyvät aurinkokunnastamme ja kiertävät aurinkoa katsomalla asteroidikuvia ja keskustelemalla luokkahuoneessa.

Osallistujat osoittavat, kuinka planeettakappaleet, mukaan lukien asteroidit, muodostetaan ryhmittelemällä pieniä hiukkasia savella.

Istunnon lopussa, kun kaikki asteroidit on laskettu kuivumaan, palaa esittelyssä keskusteltuihin kysymyksiin ja aiheisiin. Anna opiskelijoiden selittää erityisesti:

Mikä on asteroidi?
Kuinka asteroidit muodostuvat?
Opiskelijat voivat selittää tämän käyttämällä esimerkkiä siitä, kuinka he loivat oman asteroidimallinsa savesta.

  • Asteroidien kuvat (mukana)
  • Savi (kourallinen osallistujaa kohden)
  • Pensselit
  • Maali
  • Pöydän vuori / suoja

Mikä on asteroidi?

Asteroidit ovat kiviä, jotka kiertävät aurinkoa, joiden koot vaihtelevat sadasta metristä useisiin kilometreihin. Asteroidia kutsutaan meteoriitiksi, jos se osuu maahan. Jos se haihtuu täysin maapallon ilmakehässä ennen kaatumista pinnalle, sitä kutsutaan meteoriksi. Ihmiset kutsuvat meteoreja yleensä "tähtiin". Suurin osa meteoriiteista koostuu silikaateista tai raudan ja nikkelin seoksesta. Aiemmin jotkut valtavat meteoriitit ovat iskeytyneet maapalloon. 65 miljoonaa vuotta sitten lähes 90% eläinlajeista (mukaan lukien dinosaurukset) hävitettiin, kun meteoriitti osui Yucataniin, Meksikoon. Onneksi sitä tapahtuu hyvin harvoin! Olemme sen velkaa Jupiterille, joka houkuttelee monia asteroideja painovoimallaan.


Asteroidi Ida

Kuinka asteroidit muodostuvat?

Varhaisen aurinkokunnan pölyhiukkaset törmäsivät, muodostaen suurempia paakkuja, jotka tunnetaan nimellä planetesimals. Ne voisivat kasvaa houkuttelemalla enemmän pölyä painovoimakenttänsä avulla. Jotkut kasvoivat riittävän suuriksi muodostamaan planeettoja. Toiset jäivät asteroideiksi. Jotkut näistä asteroideista törmäsivät toisiinsa (ja varhaisiin planeetoihin), hajoten pienemmiksi asteroideiksi. Jotkut törmäyksistä olivat riittävän hitaita, jotta asteroidit sulautuivat ja tuottivat outoa muotoista asteroidia.

Missä asteroidit sijaitsevat?

Monet asteroidit muodostavat suuria renkaita tai vöitä Auringon ympärille. Aurinkokunnassamme on kaksi asteroidivyötä: päävyö (tai yksinkertaisesti nimeltään asteroidivyö) Marsin ja Jupiterin välillä, tuhansien asteroidien kanssa (katso kuva alla), ja Kuiperin vyö, joka on nimetty sen löytäjän mukaan, levyn muotoinen alue, joka ulottuu Neptunuksen kiertoradan ulkopuolelle ja sisältää lukemattomia asteroideja ja monia kääpiöplaneettoja, joista Pluto on tunnetuin.

Suurin osa asteroidista löytyy asteroidivyöhykkeestä, mutta on olemassa asteroideja, jotka eivät ole kyseisellä kiertoradalla, ja niitä kutsutaan lähellä maata oleviksi esineiksi (NEO). Joskus nämä NEO: t voivat saavuttaa maapallomme.

Miksi asteroidit ovat tärkeitä tutkia?

Asteroidit ovat osa ryhmää, joka tunnetaan pieninä ruumiina. Asteroidit, komeetat ja meteoroidit voivat tarjota arvokasta tietoa aurinkokuntamme kehityksestä
Lisäksi on pieniä kappaleita, joita kutsutaan meteoroideiksi, jäännöksiä aurinkokunnan muodostumisesta. Nämä meteoroidit voivat olla yhtä pieniä kuin riisinjyvä. Meteoroidit kohtaavat jatkuvasti maapalloa, mikä tuottaa maapallolla "tähtiä".

Onko totta, että asteroidi voi osua maahan?

10 kilometriä halkaisijaltaan asteroidi osui maahan 65 miljoonaa vuotta sitten. Tämän maapalloon kohdistuvan asteroidivaikutuksen oletetaan olevan yksi syy siihen, miksi dinosaurukset kuolivat sukupuuttoon.

Voit myös kertoa opiskelijoille komeeteista. Komeetat ovat kuin likaisia ​​lumipalloja tai jäisiä mutapaloja. Ne koostuvat jäästä (vedestä sekä jäätyneistä kaasuista) ja pölystä. Asteroidien tavoin komeetat pyörivät Auringon ympäri. Niiden kiertoradat ovat kuitenkin voimakkaasti pitkänomaisia ​​verrattuna planeetoihin. Toisin sanoen he pääsevät toisinaan hyvin lähelle aurinkoa ja toisinaan hyvin kaukana. Kun he ylittävät planeetan kiertoradan, he voivat törmätä siihen. Tämä tapahtui esimerkiksi vuonna 1994, kun Shoemaker-Levy-komeetta törmäsi Jupiter-planeettaan ja hajosi palasiksi. Kun komeetat tulevat kiertoradallaan lähelle aurinkoa, ydin jää sulaa ja haihtuu. Tuloksena on kaunis pyrstö, joka näkyy selvästi yötaivaalla, jos komeetta kulkee riittävän lähellä maata.
Vuonna 2061 Halley's Comet tulee jälleen lähelle maata. Se kiertää aurinkoamme kerran 76 vuodessa. Muista merkitä sen saapuminen kalenteriin!


Halleys Comet


Luodinreiät asteroidilla

Kraatterit ja lohkareet ovat kaikkialla planeetan pintojen ominaisuuksia. Maapallon lähellä olevan asteroidin lohkareiden kraatterit tarjoavat ainutlaatuisen mahdollisuuden tutkia aikaa siitä, kun asteroidi on lähtenyt asteroidin päävyöhykkeeltä.

Jaa

Kopioi linkki

OSIRIS-REx-operaatio saavutti äskettäin tavoitteensa saada näyte Bennun asteroidin pinnalta. Tapahtumassa kului lähes kaksi vuotta siitä, kun avaruusalus saapui ensimmäisen kerran Bennuun. Ensimmäiset vaikutelmani Bennusta olivat ihmeitä ja ahdistusta, koska asteroidin pinta oli paljon karu kuin odotimme (Lauretta ym.2019). Osana tehtävän Regolith Development Working Groupia (RDWG, johtaja Kevin Walsh) osallistuin pyrkimyksiin löytää kohta asteroidista, joka oli peitetty hienorakeisella materiaalilla (& lt 2 cm) ja jota avaruusaluksen näyte voisi syödä. kontti (Bierhaus ym.2018).

Näytteen etsiminen

Näytteenottopaikkaa etsittäessä saimme ennennäkemättömän yksityiskohtaisen kuvan asteroidin pinnasta. Heinäkuussa 2019 teimme Orbital B -nimisen havainnointikampanjan (kuva 1a), jossa saimme 1 cm / pikselin mittakaavan pintakuvat (DellaGiustina et ai. 2018). Tässä kokoonpanossa avaruusalus kiertää asteroidia terminaattorin tasossa tai tasossa, joka jakaa asteroidin päivänvalon ja pimeän yön puolen. Palautetut kuvat olivat varjoisia kohtauksia (kuva 1b), koska valaistuskulma auringosta pintaan on melko jyrkkä. Pienien hiukkasten valmistaminen oli vaikeaa, mutta joskus näimme niiden heittämät pitkät pikselileveät varjot. Joten tiesimme, että heidän pitäisi olla jossain pinnalla. Avaruusaluksen liikkeet myöhemmin tänä vuonna antaisivat paremmin valaistut ja korkeamman resoluution pinnan kuvat, mikä tekisi hienojen hiukkasten läsnäolon selvemmäksi.

Kuva 1. Bennun Orbital B -tutkimus palautti ennennäkemättömän yksityiskohtaiset kuvat asteroidin pinnasta. a, Kaaviokuva, joka kuvaa Orbital B: n 1 km: n pääterataa (mukautettu DellaGiustina et al.2018). b, Kuva otettu 3. heinäkuuta 2019 Orbital B -kampanjan aikana (luotto: OSIRIS-REx / OCAMS / PolyCam). Orbital B: n aikana otetut kuvat olivat pimennyksiä. Samalla tavalla kuin kraattereita on helpompi valmistaa Kuulle sen päätettä pitkin, Orbital B -kuvien valaistusgeometria antoi meille mahdollisuuden tarkkailla pienempiä kraattereja lohkareiden pinnalla.

Mitä näimme varjossa

Orbital B -kuvat ovat kauniita, ja ne paljastavat aiemmin tuntemattomia lohkareiden ominaisuuksia. Se on kuin kävellä naapurustossasi kuolleen yön. Huomaat erilaisia ​​asioita verrattuna siihen, mitä yleensä huomaa päivänvalossa. Näissä Bennun pinnan synkissä kuvissa olisi joskus kallio, joka erottuisi varjoista. Kun nämä erotetut kivet olivat tasaisia, huomasimme, että ne olivat täynnä pieniä reikiä (kuva 2a).

Kuva 2. Luodinreiän kraatterit näkyivät joissakin Bennun tasaisissa lohkareissa. a, Kuvassa 1b esitetyn kuvan raja, joka keskittyy kivenlohkareeseen, jonka pisin akseli on noin 2 m leveä ja täynnä pieniä kraattereita (Ballouz et al.2020). b, Bennun pienet iskukraatterit muistuttivat tätä kirjoittajaa luodinreikistä rakennusten ulkoseinillä kotikaupungissaan Beirutissa (luotto: Samir Ballouz).

Kasvoin Beirutissa Libanonin sisällissodan jälkeen. Suurin osa naapurustoni rakennuksista, mukaan lukien se, missä vartuin, olivat täynnä luodinreikiä (kuva 2b). Ne olivat vain osa taustaa minulle, enkä ajatellut paljoa niistä nuorena. Kun näin samanlaiset piirteet Bennun lohkareissa, se napsautti heti päähäni, että näillä pienillä iskukuoppilla voi olla samanlainen alkuperä. Tietenkin pikalähteen sijasta nämä luodinreiät on täytynyt tehdä mikro-meteoriittien vaikutuksista. Samanlaisia ​​ominaisuuksia oli raportoitu Apollo-astronauttien palauttamista kuunäytteistä (kuva 3, Hörz et ai. 1975, 2020) ja Itokawan asteroidista palautetuista näytteistä (Nakamura et al. 2012). Kuten keskustelemme myöhemmin, kuvassa 2a näkyvät "luodinreiät" kerääntyivät tuohon kiveen yli miljoonan vuoden aikataulussa!

Kuva 3. Vaikutusominaisuudet kiinteälle kalliolle kirjattiin myös Apollo-tehtävissä. a, Yksi palautetuista Apollo-kuunäytteistä, joilla on törmäyskuoppa (Hörz et ai. 1975), 1 cm: n mittakaava. b, Pyöreä iskuominaisuus poikkeuksellisen suuren kuukivikiven yläpinnalla (Hörz et al.2020). Tämä kuva on otettu Apollo 17 -matkan aikana.

Ennennäkemätön näkymä asteroidin pinnasta

Kuitenkin, aivan kuten voidaan "nähdä varjoissa asioita", joita ei oikeastaan ​​ole, meidän oli varmistettava, että nämä olivat todellakin isku kraattereita. Onneksi, kun otimme niitä synkät kuvat Bennusta, OSIRIS-REx-laserkorkeusmittari (OLA), jonka Kanadan avaruusjärjestö antoi, loi 3D-kartat pinnasta noin 5 cm: n tarkkuudella. OLA-tiedot antoivat meille henkeäsalpaavat näkymät asteroidin pinnalle. OLA poisti kaiken epäselvyyden siitä, oliko kraatteri todella kraatteri vai vain temppu valoa. Mitattiin korkeusmittaustyöryhmän (jota johti Olivier Barnouin ja Mike Daly) avulla suurimpien lohkareista löydettyjen kraatterien morfologia (kuva 4) ja vahvistettiin, että niillä oli samanlaisia ​​muotoja kuin laboratorio. Menimme eteenpäin luottavaisin mielin tulkinnassamme.

Kuva 4. OLA-tiedot antoivat ennennäkemättömän yksityiskohtaisen kuvan Bennun pinnasta. Animaatio, joka näyttää raakan OLA-pistepilvidatan 10 m kivestä ja 5 metrin kraatterista. Värit korostavat kivilajin ja sitä ympäröivän alueen topografiaa (lämpimämmät värit ovat korkeammat). Luotto: NASA / Arizonan yliopisto / CSA / York / MDA. Yorkin yliopisto kiittää kiitollisena JHUAPL: n panosta.

Aikaa etsimässä

Kuvankäsittelytyöryhmän (johtaja Dani DellaGiustina) avulla rekisteröimme kuvat oikein Bennun muotomalliin ja mitasimme kraatterien ja niiden iskulohkon koon. Päädyimme mittaamaan yli 600 kraatteria lohkareilla. Kraatterien koon ja isäntälohkareidensa perusteella keksimme menetelmän lohkareiden iskulujuuden arvioimiseksi, mikä antoi meille käsityksen siitä, minkä kokoiset iskulaitteet tekivät näistä kraattereista. Huomasimme, että näiden kraatterien laskentatilastot muistuttivat lähellä maapalloa sijaitsevia esineitä (Brown ym. 2002). Joten päätimme, että näiden lohkareiden kraatterien on kirjattava Bennun aika maapallon avaruudessa. Sitten kraatterien kokonaismäärän ja koon avulla pystyimme mittaamaan lohkareiden altistumisikän - jonka havaitsimme olevan 1,75 miljoonaa vuotta. Tämä ikä on paljon pienempi kuin sen pinnan odotettu ikä (Walsh ym. 2019), ja häiriötapahtuma, joka todennäköisesti loi itse Bennun yli 100 miljoonaa vuotta sitten päästeroidivyöhön (Bottke et al.2015). Palautetut näytteet antavat meille selkeämmän kuvan pinnan maapallon lähellä olevan altistumisikän mittausten tarkkuudesta ja Bennu-kiven vahvuudesta. Jos se todistetaan, voimme tulevaisuudessa käyttää varmemmin täällä kehitettyjä tekniikoita muilla ilmattomilla planeettakappaleilla.

Ron Ballouz

Tutkijatohtori, Kuun- ja planeettalaboratorio, Arizonan yliopisto


Ovatko kaikki asteroidit samat?

Ei todellakaan! Koska asteroidit muodostuvat eri paikoissa eri etäisyydellä auringosta, ei ole kahta samanlaista asteroidia. Tässä on muutamia tapoja, joilla ne eroavat toisistaan:

  • Asteroidit eivät ole kaikki pyöreitä kuin planeetat. Heillä on rosoiset ja epäsäännölliset muodot.
  • Jotkut asteroidit ovat halkaisijaltaan satoja mailia, mutta monet muut ovat pieniä kuin pikkukivet.
  • Useimmat asteroidit on valmistettu erilaisista kivistä, mutta joissakin on savia tai metalleja, kuten nikkeliä ja rautaa.

Mathilde, Gaspra ja Ida ovat kolme asteroidia, jotka NASAn avaruusalus on kuvannut. Tässä kuvassa näet, että asteroidit ovat monenlaisia ​​ja -kokoisia. Kuvahyvitys: NASA / JPL


Vesta: Eriytetty asteroidi

Kuva 3: Pala Vestaa. Tämä meteoriitti (avaruudesta pudonnut kallio) on tunnistettu tulivuorenpalaksi Vesta-asteroidin kuoresta. (luotto: R. Kemptonin (New England Meteoritical Services) työn muutos)

Vesta on yksi mielenkiintoisimmista asteroideista. Se kiertää aurinkoa puoli-suurimmalla akselilla 2,4 AU asteroidivyön sisäosassa. Sen suhteellisen korkea, lähes 30%: n heijastavuus tekee siitä kirkkaimman asteroidin, niin kirkkaan, että se on todella näkyvissä vapaana olevalle silmälle, jos tiedät mistä etsiä. Mutta sen todellinen maine on se, että sen pinta on peitetty basaltilla, mikä osoittaa, että Vesta on erilainen esine, jonka on täytynyt kerran olla vulkaanisesti aktiivinen pienestä koostaan ​​huolimatta (halkaisijaltaan noin 500 kilometriä).

Vestan pinnalta peräisin olevat meteoriitit (kuva 3), jotka on tunnistettu vertaamalla niiden spektrejä itse Vestan spektreihin, ovat laskeutuneet maapallolle ja ovat suoraan tutkittavissa laboratoriossa. Tiedämme siis paljon tästä asteroidista. Näiden meteoriittien saaman laavavirran ikä on mitattu 4,4 - 4,5 miljardiin vuoteen, hyvin pian aurinkokunnan muodostumisen jälkeen. Tämä ikä on sopusoinnussa sen kanssa, mitä voimme odottaa Vestan tulivuorille riippumatta siitä, mikä prosessi lämmitti tällaista pientä esinettä todennäköisesti lujaksi ja lyhytaikaiseksi. Vuonna 2016 Turkissa putosi meteoriitti, joka voidaan tunnistaa kiertävän paljastaman tietyn laavavirran kanssa Dawn avaruusalus.


Asteroidien kohtaamiset maan kanssa

Lähellä maapalloa olevien esineiden luokkaan kuuluvilla asteroideilla on kiertoratoja, jotka tuovat ne maapallomme läheisyyteen, ja asteroideille on osoitettu useita merkittäviä törmäyskohteita. Tunnetuin osa Chicxulub-kraatteri Yucatánin niemimaalla Meksikossa on seurausta asteroidi-iskusta, joka on saattanut pyyhkiä pois dinosaurukset. Toinen asteroidi, joka tunnetaan nimellä Tunguska, ei vaikuttanut maapalloon, mutta räjähti muutaman mailin Podkamennaya Tunguska -joen yläpuolella 30. kesäkuuta 1908. Vastaava räjähdys aiheutti uutisuutisia vuonna 2013, kun Tšeljabinskiksi kutsuttu maapallon asteroidi räjähti ilmapuhalluksessa, joka sai 1500 venäläistä hakeutumaan lääkäriin.


Ryugun kivinen menneisyys: Erilaiset kivet Ryugussa antavat vihjeitä asteroidin myrskyisään historiaan

Tutkijat löytävät todisteita siitä, että Ryugu-asteroidi syntyi isomman asteroidin vanhemman mahdollisesta tuhoutumisesta miljoonia vuosia sitten. Hayabusa2-avaruusaluksen ansiosta kansainvälinen tiimi pystyi tutkimaan yksityiskohtaisesti tiettyjä pinnan ominaisuuksia. Ryugulle hajautettujen lohkareiden vaihtelut kertovat tutkijoille sen luomiseen liittyvistä prosesseista. Asteroidien tutkimus, mukaan lukien Ryugu, kertoo maapallon elämän evoluutiosta.

Ryugu-asteroidi voi näyttää kiinteältä kivenpalalta, mutta on tarkempaa verrata sitä kiertävään raunioihin. Ottaen huomioon tämän löyhästi sidottujen lohkareiden suhteellisen haurauden tutkijat uskovat, että Ryugu ja vastaavat asteroidit eivät todennäköisesti kestä kovin kauan muiden asteroidien aiheuttamien häiriöiden ja törmäysten vuoksi. Ryugun on arvioitu omaksuneen nykyisen muodonsa noin 10-20 miljoonaa vuotta sitten, mikä kuulostaa paljon ihmisen elinaikaan verrattuna, mutta tekee siitä vain lapsen verrattuna suurempiin aurinkokunnan elimiin.

"Ryugu on liian pieni selviytyäkseen koko 4,6 miljardin vuoden aurinkokunnan historiasta", sanoi professori Seiji Sugita Tokion yliopiston maapallon ja planeettatieteen laitokselta. ”Muut asteroidit häiritsevät ryugu-kokoisia esineitä keskimäärin useiden satojen miljoonien vuosien kuluessa. Mielestämme Ryugu vietti suurimman osan elämästään osana suurempaa, vankempaa vanhemman kehoa. Tämä perustuu Hayabusa2: n havaintoihin, jotka osoittavat, että Ryugu on hyvin löysä ja huokoinen. Tällaiset kappaleet muodostuvat todennäköisesti törmäysjätteiden kertymisestä. "

Hayabusa2 sieppaa kuvia epätavallisen kirkkaista S-tyypin kivistä, jotka erottuvat tummemmasta C-tyyppisestä materiaalista, joka muodostaa pääosan Ryugusta. Luotto: © 2020 Tatsumi et ai.

Sen lisäksi, että Hayabusa2 antaa tutkijoille tietoja Ryugun tiheyden mittaamiseksi, se kerää myös tietoja asteroidin pintaominaisuuksien spektrisistä ominaisuuksista. Erityisesti tätä tutkimusta varten tiimi halusi tutkia hienoja eroja erilaisten kivien välillä pinnalla tai upotettuna siihen. He totesivat, että Ryugulla on kahdenlaisia ​​kirkkaita lohkareita, ja niiden luonne antaa asteroidin muodostumisen mahdollisuuden.

"Ryugua pidetään C-tyypin eli hiilipitoisena asteroidina, eli se koostuu pääasiassa kivestä, joka sisältää paljon hiiltä ja vettä", sanoi tutkijatohtori Eri Tatsumi. - Kuten odotettua, suurin osa pintakivistä on myös C-tyyppisiä, mutta myös S-tyypin eli piipitoisia kiviä on paljon. Nämä ovat silikaattirikkaita, niiltä puuttuu vesipitoisia mineraaleja, ja niitä esiintyy useammin sisäisessä kuin ulkoisessa aurinkokunnassa. "

Ottaen huomioon S- ja C-tyyppisten kivien esiintymisen Ryugussa, tutkijat uskotaan uskovan pienen kivimurska-asteroidin, joka todennäköisesti muodostuu törmäyksestä pienen S-tyypin asteroidin ja Ryugun suuremman C-tyypin asteroidin välillä. Jos tämän törmäyksen luonne olisi ollut päinvastoin, myös C- ja S-tyyppisen materiaalin suhde Ryugussa muuttuisi. Hayabusa2 on nyt paluumatkalla maan päälle ja sen odotetaan toimittavan näytteitä lastinsa tämän vuoden 6. joulukuuta. Tutkijat haluavat tutkia tätä materiaalia lisätäkseen todisteita tälle hypoteesille ja selvittääkseen monia muita asioita pienestä kivisestä naapuristamme.

"Käytimme Hayabusa2: n optista navigointikameraa tarkkailemaan Ryugun pintaa eri valon aallonpituuksilla, ja näin löysimme kalliotyyppien vaihtelun. Kirkkaista lohkareista C- ja S-tyyppeillä on erilaiset albedot eli heijastavat ominaisuudet ”, Tatsumi kertoi. "Mutta odotan innokkaasti palautusnäytteiden analysointia, koska se vahvistaa teoriat ja parantaa Ryugua koskevan tietämyksemme tarkkuutta. Todella mielenkiintoista on tietää, kuinka Ryugu eroaa maapallon meteoriiteista, koska tämä puolestaan ​​voi kertoa meille jotain uutta maapallon ja koko aurinkokunnan historiasta. "

Ryugu ei ole ainoa maan lähellä oleva asteroidi, jota tutkijat tutkivat tällä hetkellä koettimilla. Toinen NASA: n alainen kansainvälinen ryhmä tutkii parhaillaan asteroidia Bennua, jonka kiertoradalla on OSIRIS-REx-avaruusalus. Tatsumi tekee myös yhteistyötä tutkijoiden kanssa projektissa ja tiimit jakavat tutkimustuloksensa.

”Lapsena tunsin, että muut planeetat olivat aina poissa ulottuvilta. Mutta avaruusaluksemme instrumenttien voimalla kuvat ovat niin teräviä ja selkeitä, että tuntuu siltä, ​​että voisit melkein koskettaa näiden asteroidien pintaa ”, Tatsumi sanoi. ”Tällä hetkellä tutkin asteroideja jättiläisillä kaukoputkilla Kanariansaarilla. Ja eräänä päivänä toivon myös tutkivan jäisiä komeetteja ja trans-neptunialaisia ​​esineitä, kuten kääpiöplaneettoja. Tällä tavalla voimme pian ymmärtää ja arvostaa kuinka aurinkokuntamme alkoi. "

Viite: & # 8220 Ryugun vanhemman rungon historia kirkkaista pintakivistä & # 8221, kirjoittanut: E. Tatsumi, C. Sugimoto, L. Riu, S. Sugita, T. Nakamura, T. Hiroi, T. Morota, M. Popescu, T Michikami, K. Kitazato, M. Matsuoka, S. Kameda, R. Honda, M. Yamada, N. Sakatani, T. Kouyama, Y. Yokota, C. Honda, H. Suzuki, Y. Cho, K. Ogawa , M. Hayakawa, H. Sawada, K. Yoshioka, C. Pilorget, M. Ishida, D. Domingue, N. Hirata, S. Sasaki, J. de León, MA Barucci, P. Michel, M. Suemitsu, T Saiki, S. Tanaka, F. Terui, S. Nakazawa, S. Kikuchi, T. Yamaguchi, N. Ogawa, G. Ono, Y. Mimasu, K. Yoshikawa, T. Takahashi, Y. Takei, A. Fujii , Y. Yamamoto, T. Okada, C. Hirose, S. Hosoda, O. Mori, T. Shimada, S. Soldini, R. Tsukizaki, T. Mizuno, T. Iwata, H. Yano, M. Ozaki, M Abe, M. Ohtake, N. Namiki, S. Tachibana, M. Arakawa, H. Ikeda, M. Ishiguro, K. Wada, H. Yabuta, H. Takeuchi, Y. Shimaki, K. Shirai, N. Hirata , Y. Iijima, Y. Tsuda, S. Watanabe ja M. Yoshikawa, 21. syyskuuta 2020, Luontotähtitiede.
DOI: 10.1038 / s41550-020-1179-z


Sisällys

Tärkein todiste kuun katastrofista tulee Apollo-tehtävien aikana kerättyjen iskusulakivien radiometrisistä aikakausista. Suurimman osan näistä iskusulamisista uskotaan muodostuneen asteroidien tai komeettojen törmäyksessä kymmeniä kilometrejä poikki muodostaen sadan kilometrin halkaisijaltaan iskutraattereja. Apollon 15, 16 ja 17 laskeutumispaikat valittiin niiden läheisyyden vuoksi Imbrium-, Nectaris- ja Serenitatis-altaisiin.

Näiden iskujen aikojen ilmeinen klusterointi sulaa, noin 3,8 - 4,1 Ga, johti postulaatioon, että aikakaudet kirjaavat kuun voimakkaan pommituksen. [5] He kutsuivat sitä "kuun katastrofiksi" ja ehdottivat, että se edusti dramaattisesti Kuun pommitusten määrän kasvua noin 3,9 Ga: n kohdalla. Jos nämä iskusulat sulatettiin näistä kolmesta altaasta, nämä kolme merkittävää vaikutusta altaat muodostuvat lyhyessä ajassa, mutta niin monet muutkin tekivät stratigrafisten perusteiden perusteella. Tuolloin johtopäätöstä pidettiin kiistanalaisena.

Kun tietoa on tullut saataville, etenkin kuun meteoriiteista, tämä teoria on edelleen kiistanalainen, mutta on saanut suosiota. Kuumeteoriittien uskotaan ottavan satunnaisesti näytteet kuun pinnasta, ja ainakin joidenkin niistä olisi pitänyt olla peräisin alueilta, jotka ovat kaukana Apollon laskeutumispaikoista. Monet maasälpäkuun meteoriitit ovat todennäköisesti peräisin kuun toiselta puolelta, ja niiden sisällä olevat sulatteet on hiljattain päivätty. Kataklismihypoteesin mukaisesti yksikään heidän ikästään ei havaittu olevan vanhempi kuin noin 3,9 Ga. [6] Iät eivät kuitenkaan "klusteroitu" tänä päivänä, mutta ne vaihtelevat välillä 2,5 ja 3,9 Ga. [7]

Asteroidivyöhykkeestä peräisin olevien Howardiitti-, eukriitti- ja diogeniittimeteoriittien (HED) ja H-kondriittimeteoriittien dating paljastaa lukuisia ikiä 3,4–4,1 Ga ja aikaisemman huipun 4,5 Ga: n. 3,4–4,1 Ga-ikäisten on tulkittu edustavan törmäysnopeudet hydrokoodia [8] käyttävillä tietokonesimulaatioilla paljastavat, että iskusulan määrä kasvaa 100–1 000 kertaa, kun iskunopeus kasvaa nykyisestä asteroidivyön keskimääräisestä nopeudesta 5 km / s 10 km / s. Iskunopeudet yli 10 km / s edellyttävät erittäin suuria taipumuksia tai suuria asteroidien epäkeskeisyyksiä kiertoradoilla. Tällaiset kohteet ovat harvinaisia ​​nykyisessä asteroidivyöhykkeessä, mutta väestö lisääntyisi merkittävästi planeettojen jättiläismuuton aiheuttaman resonanssin lakaistuessa. [9]

Ylämaan kraatterikokojakaumien tutkimukset viittaavat siihen, että sama ammusten perhe iski Merkurukseen ja Kuuhun myöhäisen raskas pommituksen aikana. [10] Jos elohopean myöhästyneen voimakkaan pommituksen hajoamisen historia seurasi myös kuun myöhästyneen voimakkaan pommituksen historiaa, nuorin löydetty suuri allas, Caloris, on iältään verrattavissa nuorimpiin suuriin kuun altaisiin Orientale ja Imbrium, ja kaikki tasangot ovat yli 3 miljardia vuotta vanhempia. [11]

Vaikka katastrofihypoteesi on viime aikoina [ kun? ] kasvanut suosiota etenkin sellaisten dynaamisten keskuudessa, jotka ovat tunnistaneet mahdolliset syyt tällaiselle ilmiölle, kataklysmin hypoteesi on edelleen kiistanalainen ja perustuu kiistanalaisiin oletuksiin. Two criticisms are that (1) the "cluster" of impact ages could be an artifact of sampling a single basin's ejecta, and (2) that the lack of impact melt rocks older than about 4.1 Ga is related to all such samples having been pulverized, or their ages being reset.

The first criticism concerns the origin of the impact melt rocks that were sampled at the Apollo landing sites. While these impact melts have been commonly attributed to having been derived from the closest basin, it has been argued that a large portion of these might instead be derived from the Imbrium basin. [12] The Imbrium impact basin is the youngest and largest of the multi-ring basins found on the central nearside of the Moon, and quantitative modeling shows that significant amounts of ejecta from this event should be present at all of the Apollo landing sites. According to this alternative hypothesis, the cluster of impact melt ages near 3.9 Ga simply reflects material being collected from a single impact event, Imbrium, and not several. Additional criticism also argues that the age spike at 3.9 Ga identified in 40 Ar/ 39 Ar dating could also be produced by an episodic early crust formation followed by partial 40 Ar losses as the impact rate declined. [13]

A second criticism concerns the significance of the lack of impact melt rocks older than about 4.1 Ga. One hypothesis for this observation that does not involve a cataclysm is that old melt rocks did exist, but that their radiometric ages have all been reset by the continuous effects of impact cratering over the past 4 billion years. Furthermore, it is possible that these putative samples could all have been pulverized to such small sizes that it is impossible to obtain age determinations using standard radiometric methods. [14] Latest reinterpretation of crater statistics suggests that the flux on the Moon and on Mars may have been lower in general. Thus, the recorded crater population can be explained without any peak in the earliest bombardment of the inner Solar System.

If a cataclysmic cratering event truly occurred on the Moon, the Earth would have been affected as well. Extrapolating lunar cratering rates [15] to Earth at this time suggests that the following number of craters would have formed: [16]

  • 22,000 or more impact craters with diameters >20 km (12 mi),
  • about 40 impact basins with diameters about 1,000 km (620 mi),
  • several impact basins with diameters about 5,000 km (3,100 mi),

Before the formulation of the LHB theory, geologists generally assumed that the Earth remained molten until about 3.8 Ga. This date could be found in many of the oldest-known rocks from around the world, and appeared to represent a strong "cutoff point" beyond which older rocks could not be found. These dates remained fairly constant even across various dating methods, including the system considered the most accurate and least affected by environment, uranium–lead dating of zircons. As no older rocks could be found, it was generally assumed that the Earth had remained molten until this date, which defined the boundary between the earlier Hadean and later Archean eons. Nonetheless, in 1999, the oldest known rock on Earth was dated to be 4.031 ± 0.003 billion years old, and is part of the Acasta Gneiss of the Slave Craton in northwestern Canada. [17]

Older rocks could be found, however, in the form of asteroid fragments that fall to Earth as meteorites. Like the rocks on Earth, asteroids also show a strong cutoff point, at about 4.6 Ga, which is assumed to be the time when the first solids formed in the protoplanetary disk around the then-young Sun. The Hadean, then, was the period of time between the formation of these early rocks in space, and the eventual solidification of the Earth's crust, some 700 million years later. This time would include the accretion of the planets from the disk and the slow cooling of the Earth into a solid body as the gravitational potential energy of accretion was released.

Later calculations showed that the rate of collapse and cooling depends on the size of the rocky body. Scaling this rate to an object of Earth mass suggested very rapid cooling, requiring only 100 million years. [18] The difference between measurement and theory presented a conundrum at the time.

The LHB offers a potential explanation for this anomaly. Under this model, the rocks dating to 3.8 Ga solidified only after much of the crust was destroyed by the LHB. Collectively, the Acasta Gneiss in the North American cratonic shield and the gneisses within the Jack Hills portion of the Narryer Gneiss Terrane in Western Australia are the oldest continental fragments on Earth, yet they appear to post-date the LHB. The oldest mineral yet dated on Earth, a 4.404 Ga zircon from Jack Hills, predates this event, but it is likely a fragment of crust left over from before the LHB, contained within a much younger (

The Jack Hills zircon led to something of a revolution in our understanding of the Hadean eon. [19] Older references generally show that Hadean Earth had a molten surface with prominent volcanos. The name "Hadean" itself refers to the "hellish" conditions assumed on Earth for the time, from the Greek Hades. Zircon dating suggested, albeit controversially, that the Hadean surface was solid, temperate, and covered by acidic oceans. This picture derives from the presence of particular isotopic ratios that suggest the action of water-based chemistry at some time before the formation of the oldest rocks (see Cool early Earth). [20]

Of particular interest, Manfred Schidlowski argued in 1979 that the carbon isotopic ratios of some sedimentary rocks found in Greenland were a relic of organic matter. There was much debate over the precise dating of the rocks, with Schidlowski suggesting they were about 3.8 Ga old, and others suggesting a more "modest" 3.6 Ga. In either case it was a very short time for abiogenesis to have taken place, and if Schidlowski was correct, arguably too short a time. The Late Heavy Bombardment and the "re-melting" of the crust that it suggests provides a timeline under which this would be possible life either formed immediately after the Late Heavy Bombardment, or more likely survived it, having arisen earlier during the Hadean. Recent studies suggest that the rocks Schidlowski found are indeed from the older end of the possible age range at about 3.85 Ga, suggesting the latter possibility is the most likely answer. [21] More recent studies have found no evidence for the isotopically light carbon ratios that were the basis for the original claims. [22] [23] [24] It has been suggested, that life could have been transported off the Earth due to impacts and return and 'reseed' life after the world has recovered after a global impactor, thus not only restarting evolution, but also potentially confer a particular biological effect that enhances the stress capacity of the collected microbial organisms and thus their survival capacity. [25]

More recently, a similar study of Jack Hills rocks shows traces of the same sort of potential organic indicators. Thorsten Geisler of the Institute for Mineralogy at the University of Münster studied traces of carbon trapped in small pieces of diamond and graphite within zircons dating to 4.25 Ga. The ratio of carbon-12 to carbon-13 was unusually high, normally a sign of "processing" by life. [26]

Three-dimensional computer models developed in May 2009 by a team at the University of Colorado at Boulder postulate that much of Earth's crust, and the microbes living in it, could have survived the bombardment. Their models suggest that although the surface of the Earth would have been sterilized, hydrothermal vents below the Earth's surface could have incubated life by providing a sanctuary for heat-loving microbes. [27]

In April 2014, scientists reported finding evidence of the largest terrestrial meteor impact event to date near the Barberton Greenstone Belt. They estimated the impact occurred about 3.26 billion years ago and that the impactor was approximately 37 to 58 kilometres (23 to 36 miles) wide. The crater from this event, if it still exists, has not yet been found. [28]