 |
Астронет: С. С. Наумов/МГУ Особенности астероида 433 Эрос http://variable-stars.ru/db/msg/1198835/node2.html |
ГЛАВА 2. ПОВЕРХНОСТЬ АСТЕРОИДА 433 ЭРОС
2.1. Характер поверхности
На момент, когда КА NEAR-Shoemaker вышел на орбиту вокруг Эроса в феврале 2000г., были получены детальные изображения поверхности только трех астероидов: Ида и Гаспра КА Галилео в 1996г., и Матильда КА NEAR-Shoemaker в 1999г.
В течение целого земного года КА NEAR-Shoemaker вел телевизионную съемку поверхности. Постепенно уменьшая высоту орбиты КА над Эросом, можно было получать снимки очень высоко разрешения. Можно было различать детали поверхности размером в первые метры. Формы рельефа, обнаруженные на астероиде Эрос, можно разделить на отрицательные и положительные. К отрицательным формам относят кратеры и впадины. К положительным формам - каменные блоки и гряды. 2.1.1. Кратеры
Распространенность кратеров на астероиде Эрос схожа с таковой на астероиде Ида, с одной стороны. С другой стороны, формы и характер кратерных воронок в некоторых деталях не такие, как на изученных астероидах. Наиболее отчетливо эта разница наблюдается на внутренних склонах самых крупных из кратеров. Такие, как кратер Психея (Psyche) - самый крупный кратер на Эросе размером 5.3 км, и Химерос (Himeros) - самая "крупная" топографическая форма на Эросе размером 10 км, имеющая форму седловины. На бортах этих форм распространенность кратеров чрезвычайна мала. Минимальное количество кратеров наблюдается и в кратере Shoemaker Regio размером 4 км.
Количество малых кратеров на Эросе, диметром менее 200 м, уменьшается с уменьшением их размера (рис. 2.1), что, вообще говоря, отличается от известной зависимости для Луны. Есть три возможные гипотезы, объясняющие это различие: (1) на Эросе просто мало небольших кратеров, из-за редкого столкновений с малыми телами; (2) малые тела соударялись с астероидом, но силы соударения было недостаточно для образования кратеров; (3) малые тела соударялись с астероидом с достаточной силой, но со временем были разрушены под действием "сейсмической тряски" (Chapman et al., 2002).
|
Самой правдоподобной следует считать первую из них. По всей видимости, нахождение сравнительно небольших тел на "пути" у астероида, в пределах его орбиты, небольшое. Следовательно, и столкновения с ними мало вероятны. Это и объясняет отсутствие малых кратеров на поверхности Эроса. 2.1.2. Гряды
Одной из самых крупных форм рельефа на Эросе является гряда Rahe Dorsum, которая тянется с восточной части Химероса (~270o в.д.; рис.љ2.2а), пересекая северную часть астероида, до точки, восточнее кратера Психея (~45o в.д.; рис. 2.2b). Длина гряды 18 км, ширина не более 300 м, и несколько десятков метров в высоту (Veverka et al., 2000). Гряда имеет ассиметричное строение: ее северный склон положе южного склона, угол склона которого при вершине ~78o. Гряда Rahe Dorsum не прерывается кратерами размером более 200 м в диметре, что свидетельствует о молодом возрасте гряды. Возможно, она сформировалась после периода образования крупных кратеров (Prockter et al., 2002). В отдельных местах гряда Rahe Dorsum пересекается бороздами, что говорит о "тектонической" активности и после образования самой гряды.
Остальные гряды, меньшего размера, выражены в рельефе гораздо хуже. Они формируют то вытянутые субпараллельные группы, то отдельные прерывистые возвышения.
|
Впадины на Эросе морфологически разнообразны: от сплошных и протяженных до прерывистых и извилистых. Длины впадин варьируют от сотен метров до 2 километров. В ширину они могут достигать 350 м, но, как правило, их ширина - 75-100 м. Глубина впадин не более нескольких десятков метров, причем коренных пород на их склонах ни на одном снимке не видно. То есть поверхность всех впадин покрыта чехлом реголита (Prockter etљal., 2002).
Самые протяженные параллельные впадины на Эросе обнаружены около Химероса (рис. 2.3), причем их простирание совпадает с простиранием гряды Rahe Dorsum. Возможно, они образовались одновременно. Некоторые впадины секут кратеры, некоторые перерываются ими. Следовательно, и возраст образования впадин различный.
|
Положительные формы рельефа, поперечник которых более 15 м называют каменными блоками или "валунами". Они имеют несколько округленную форму, характерную для многих земных валунов, и для многих каменных блоков, обнаруженных на Луне и спутниках Марса.
Как показано на рисунке 2.1 каменные блоки размером более 50 м встречаются чрезвычайно редко, а диаметром менее 20 м наиболее распространены. Самый большой каменный блок найденный на сегодняшний день ~150 м в поперечнике (Thomas et al., 2002). Формирование такого рода образований можно представить себя как экскавацию блоков пород из самых крупных новообразовавшихся кратеров. На рисунке 2.4 виден кратер Shoemaker Regio, покрытый каменными блоками разного размера, и "седловина" Himeros с почти отсутствующими кратерами.
|
2.2. Химический состав
Химический состав определялся с помощью рентгеновского/гамма спектрометра (X-ray/Gamma-ray spectrometer - XGRS). Измерения рентгеновского спектра астероида Эрос велись только при достаточной флюоресценции поверхности небесного тела, что могло возникнуть только при сравнительно большом потоке рентгеновских лучей от Солнца. Глубина от поверхности, на которую мог проникать рентгеновский луч и вызывать измеряемую прибором тоже рентгеновскую флуоресценцию, всегда была не более 100 мкм. Самые яркие вспышки на Солнце произошли 8 мая и 19 июля 2000 г. В пересчете на отношение элемент/кремний были определены содержания наиболее важных элементов: магния, алюминия, серы, кальция, железа (см. Таблицу I).
| Таблица I. Весовые соотношения элементов, полученные при измерении рентгеновской флуоресценции поверхности Эроса при нормальном свечении Солнца, и при двух вспышках. Соотношения могут варьировать, в зависимости от конкретного участка поверхности астероида (Trombka et al.,љ2000). | ||||||||||||||||||||||||
|
Графически взаимоотношения главных элементов (магния, алюминия, серы, кальция, железа по отношению к кремнию) на поверхности Эроса, и средние составы известных метеоритов показаны на рисунке 2.5. Соотношения алюминия, магния, кремния и железа почти такие же, как для L и LL хондритов, и сильно различается с таковыми для Н хондритов, палласитов и ахондритов.
2.3. Минеральный состав
Одним из ключевых приборов на борту КА NEAR-Shoemaker был инфракрасный спектрометр (NEAR-infrared spectrometer - NIS), измеряющий отраженный солнечный свет, в диапазоне от 0.8 до 2.5 мкм. Результаты полученного спектра близко совпадают с результатами рентгеновского
|
спектра. Для интерпретации полученного спектра с NIS, необходимо было получить схожий спектр на Земле (рис. 2.6). Как пример был взят LL6 хондрит Manbhoom (Bell et al., 2002).
|
Размер частиц метеорита, по которым получен спектр, составляет 70 микрон, а минеральный состав приведен в Таблице II.
| Таблица II. Минеральный состав LL6 хондрита Manbhoom (Bell et al., 2002). | ||||||
|
Наблюдения данного типа велись только на северной половине поверхности астероида Эрос. Но вероятно состав южной части астероида такой же.
<< Глава 1. Общие характеристики | Оглавление | Глава 3. Плоскодонные кратеры ... >>