 |
Астронет: С. С. Наумов/МГУ Особенности астероида 433 Эрос http://www.astronet.ru/db/msg/1198835/node1.html |
ГЛАВА 1. ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ АСТЕРОИДА 433 ЭРОС
1.1. Особенности орбиты
Все, открытые раннее, астероиды имели орбиты между планетами Марс и Юпитер, в главном поясе астероидов. Эрос был первым найденным астероидом, не подчиняющимся этому правилу. Орбита астероида Эрос пересекает плоскость орбиты планеты Марс, но не пересекает плоскость орбиты Земли. Минимальное расстояние между орбитами Эроса и Земли около 0.13 АЕ. Эксцентриситет орбиты астероида e=0.223, поэтому расстояние до Солнца варьирует в зависимости от места нахождения от 1.133 АЕ в перигелии до 1.783 АЕ в афелии (Souchay et al., 2003). Период обращения вокруг солнца 1.7609 года (643.224 дня). Плоскость орбиты Эроса наклонена под углом 10.83o к плоскости эклиптики (рис. 1.1).
По классификации, основанной на величине альбедо, Эрос относится к астероидам S-типа (каменные, альбедо 0.10-0.22). У Эроса же среднее альбедо 0.16. Астероидов этого типа еще называют относительно яркими. Всего их 17% от известных астероидов. В то время астероидов типа C (углистые, альбедо 0.03) - 75%, типа M (металлические, альбедо 0.10-0.18) - <8%. Астероиды S-типа сложены силикатами с примесью металлического никеля и железа, а M-типа чистым никелем и железом.
Небольшая часть астероидов, к которым принадлежит и Эрос, пересекает орбиту Земли или сближается с ней. И потому они названы околоземными. Среди них выделяют 3 типа, названные по именам астероидов 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962 Атон. К типу Амур относят астероиды, орбиты которых в перигелии меняются от 1.017 АЕ до 1.300 АЕ, т.е. почти касаются орбиты Земли. Такова орбита и у Эроса. К типу Аполлон - астероиды, орбиты которых пересекают земную орбиту с внешней стороны, большая полуось не менее 1.000 АЕ, а перигелий меньше 1.017 АЕ. Астероиды типа Атон имеют орбиты с большей полуосью меньше 1.000 АЕ, а афелий больше 0.983 АЕ.
|
1.2. Основные параметры
14 февраля 2000г., после годовой задержки, потребовавшейся на облет вокруг солнца, КА NEAR-Shoemaker смог выйти на орбиту спутника астероида с полуосями 318 км и 366 км. С этого момента КА NEAR-Shoemaker начал контролируемо менять орбиту и постепенно сближаться с астероидом. В это время велась телевизионная и гравиметрическая съемка, а лазерным альтиметром (NEAR laser rangefinder - NLR) определялось расстояние до Эроса. Все это позволило определить форму, размеры, массу астероида, детали его гравитационного поля и уточнить скорость вращения. 1.2.1. Форма
По этим данным была построена трехмерная модель формы Эроса (рис. 1.2). 1.2.2. Размеры
Размеры астероида: 33x13x13 км. Хочется отметить, что Эрос самый большой, из известных, приближающихся к Земле астероидов. 1.2.3. Масса
Совместив данные ТВ съемки, с данными NLR, и, измеряя допплеровское смещение приходящего с КА радиосигнала, была определена скорость обращения самого зонда вокруг астероида. А, зная скорость и орбиту КА NEAR-Shoemaker, вычислили массу астероида, которая оказалась равна 6.6904+/-0.003x1015 кг (Miller et al., 2002).
|
Установлено, что центр масс Эроса смещен от геометрического центра этого тела всего на расстояние от 34 м (Miller et al., 2002) до 54 м (Thomas et al., 2002). Это говорит о том, что плотность одинакова во всем объеме астероида. Она составляет 2.67+/-0.03 г/см3. Предполагая, что Эрос сложен веществом близким к обыкновенным хондритам и, зная, что их валовая плотность ~3.40 г/см3, можно получить величины общей пористости, микропористости и макропористости этого тела.
Общая пористость Эроса 32% (Wilkison et al., 2002). В обыкновенных хондритах микропористость, измеренная на Земле, составляет в среднем 6%. Чтобы получить макропористость из общей пористости надо вычесть микропористость. Получается 26%. Макропористость включает в себя объем любых "макропор", включая и объем трещин.
Модель внутреннего строения Эроса предложена в работе Wilkison et al., 2002. Потенциально возможные родительские тела астероида Эрос показаны на рисунке 1.3.
|
Рассмотрим эти модели подробнее. Недифференцированная модель предполагает, что астероид сложен из примитивного недифференцированного материала хондритов и имеет твердую связную внутреннею структуру, исключая любое изменение пород по сложению и составу (Wetherill and Chapman, 1988).
Классическая модель "лукообразной оболочки" имеет место только для больших астероидов (возможно, более 50 км радиусом, в зависимости от тепловой диффузии). Слипание происходит на стадии холодной аккреции, и нагревание происходит двумя возможными путями: внешним (например, высокой ранней светимостью Солнца), или внутренним (например, короткоживущими радионуклидами 26Al и/или 60Fe), описанными в работах Herndon, Herndon (1977), Minster, et al., Allegre (1979), Pellas, Strorzer (1981), Miyamoto, Fujii (1980), Miyamoto et al. (1981). В результате разогрева образуется концентрическая "лукообразная оболочка": внутренние части нагретых тел это ядра, сложенные сильно метаморфизованными медленно остывавшими породами 6 петрологического типа, а внешние, приповерхностные, части тел сложены быстро остывавшими слабо метаморфизованными породами 3 петрологического типа (Miyamoto et al., 1981).
McCoy et al. (1990) предлагают модель гетерогенного разогрева (с источником тепла, за счет электромагнитной индукции). Такая модель предполагает, что участки, сложенные веществом разных петрологических типов, расположены в родительском теле случайным образом, что и было замечено в эксперименте этих авторов при гетерогенном нагревании обломка обыкновенного хондрита.
Такое же случайное расположение петрологических типов будет происходить в модели метаморфизованных планетезималей. В этой модели такое расположение петрологических типов возможны у малых планетезималей (радиус которых менее 10 км). А они в свою очередь слипаются в более крупные тела (радиус которых более 100 км) при температуре немного меньше температуры метаморфизма, которая у каждого такого тела своя (Scott, Rajan, 1981; Taylor et al., 1982; Grimm, 1985).
И, наконец, дифференцированная модель предполагает, что материал, из которого сложен астероид, дифференцирован на ядро, мантию и кору (Wetherill, Chapman, 1988). Данная модель рассматривается также, потому что интерпретация некоторых спектральных данных, полученных с Земли, указывают, что Эрос может быть сложен из участков вещества разного состава (Murchie and Pieters, 1996).
На все эти модели возможных родительских тел накладываются, в дальнейшем, такие факторы, как столкновения с другими телами, и разрушение/модификация. Выделяют следующие четыре группы небесных тел, в той или иной степени испытывающих влияние этих факторов. Модель неизмененного небесного тела исключает какое-либо количество макропор. Модель сплошного, но трещиноватого (слаботрещиноватого) тела предполагает снижение валовой плотности и увеличение пористости. Модель сильнотрещиноватого тела предполагается для объектов, претерпевших несколько сильных ударных столкновений, что заставило некоторые внутренние части переместиться/развернуться (Chapman, 1978; Davis et al., 1979). Структура такой модели будет более пористая, чем структура сплошного, но трещиноватого тела, в связи с тем, что увеличение количества перемещенных/развернутых фрагментов приведет к увеличению пустого пространства между ними. Модель "груды щебня" представляется как астероид, который заново восстановился как единое тело из обломков, разрушенного при катастрофическом соударении первоначального тела. Пористость в такой модели будет зависеть от сложения обломков и их размера, но в любом случаи в этой модели она будет максимальна (Pettijohn, 1957).
Судя по макропористости 26%, Эрос может быть либо сильнотрещиноватым телом, либо "грудой щебня". Результаты проведенного 18 декабря 1964г. в штате Невада (США) эксперимента "Sulky", цель которого было изучения механизма образования кратеров в сухих твердых породах, показали что пористость, образованной после взрыва "груды булыжников" (рис. 1.4) не менее 30% (Britt et al., 2002). Ширина холма 24 м, высота 6 м. По середине образовалась небольшая депрессионная воронка 9x3.5 м.
|
Но, во-первых, в открытом космосе, при ничтожно малых силах гравитации (на Луне сила тяжести слабее, чем на Земле в 6 раз) при слипании обломков, пористость образовавшегося тела должна быть заведомо больше 30% (эксперимент "Sulky"). Пористость лунного реголита более 40% (Carrier et al., 1991). Во-вторых, обнаруженные на поверхности Эроса субпараллельные борозды и впадины (рис. 2.3), свидетельствуют о тектонических нарушениях и разломных образованиях. В-третьих, равномерно распределенная масса по всему объему астероида (Yeomans et al., 2000) подчеркивает его гомогенное строение. Хотя, "груда щебня" может иметь равномерно распределенную массу, но вот разломы в ней трудно ожидать. Отсюда делаем вывод, что Эрос хоть и сильно трещиноватое тело, но в целом сплошное. То есть тип контактов между частицами в основном фазовый, а не механический (зацепление), как, возможно, на астероиде типа C - Матильде плотностью 1,3 г/см3 (Thomas et al., 1999). 1.2.5. Намагниченность
Установленный на борту КА NEAR-Shoemaker магнитометр измерял интенсивность магнитного поля астероида Эрос с расстояния 100,000 км и до посадки на поверхность астероида. Диапазон, в котором мог измерять прибор - от +/-4 нТ до +/-65,536 нТ с погрешностью ~1 нТ. Диапазон потока данных - от 0.6 бит в секунду (bit per second - bps) до 1200 bps. Частота снятия данных от 0.01 до 20 замеров в секунду. На пути к астероиду магнитометр делал 1 замер каждые 10 секунд.
Общепринято считать, что астероиды являются родительскими телами метеоритов, попадающих на Землю. Многообразие химического и минерального состава, изученных метеоритов, дают право думать, что такой же состав и на астероидах. Две большие группы метеоритов: недифференцированные и дифференцированные приблизительно отражают термальную историю их родительских тел. Так, обыкновенные хондриты представляют собой конгломераты примитивного вещества, содержащие зерна оливина, пироксена, полевого шпата и металлического железа. Железо в недифференцированных метеоритах находится в форме мелких, разноориентированных частиц. Поэтому, существование "глобального" магнитного поля на астероидах за счет остаточной намагниченности слагающего их вещества вряд ли возможно.
Полученные для Эроса результаты: интенсивность магнитного поля астероида H<0.005 Aћм-1, максимальная естественная остаточная намагниченность (natural remanent magnetization per kg - NRMћkg-1) <1.9x10-6 Аћм2ћкг-1 (Acuna et al., 2002), что, меньше, чем на астероидах того же типа S - Гаспра и Браилле (рис. 1.5).
|
<< Введение | Оглавление | Глава 2. Поверхность >>