spacebg covers

Рюго е с пореста структура
Мисия: Hayabusa 2


От ляво е очакваната температурна инертност на повърхността на Рюго преди пристигането на мисията. Предполагаемата стойност е 1600 единици за камъните и 300 единици за реголита. В дясно е истинската картина. Измерената температурна инертност както на камъните, така и на околността е около 300 единици.

 

Най-първите снимки на повърхността на астероидът „Рюго“, направени от Хаябуса 2 разкриват един коварен пейзаж изпълнен с килим от големи камъни. Но когато космическият апарат е включил термичната си камера, той вижда учудващо хомогенна повърхност. 

Колко ефективно дадена планетарна повърхност провежда и съхранява топлина, се измерва чрез едно свойство известно като „топлинна инерция“. Повърхност с висока топлинна инерция ще се нагрява и съответно ще губи топлина бавно. Това ще води до по-малки температурни разлики между нощта и деня, лятото и зимата.

Топлинната инертност зависи от състава и плътността на материала. Конкретно за Рюго, очакванията са равномерно разпръснатите големи камъни да са плътни. Следователно трябва да имат висока топлинна инерция и те трябва да променят температурата си по-бавно от околния материал. Това ще накара през деня камъните да изпъкнат на инфрачервените изображения, но като студени петна. И изненада – това не се наблюдава. 

Данните разкриват малка температурна разлика между по-голямата част от големите камъни (валуни) и заобикалящия ги материал изграждащ повърхността на астероида. Това сочи сходна стойност на топлинна инерция - около 300 единици.

Изводът е, че Рюго е покрит с порести камъни с ниска плътност. Те са заобиколени от подобни порести фрагменти с размери по-големи от 10 см. Но понеже първоначалното очакване е било астероидът да притежава плътни камъни вградени в слой от фин реголит, това е стряскащо откритие защото се отразява върху разбирането начина за формиране на планетите.

Рюго е пример за астероид от „тип C“ или той е богат на въглерод. С-типовете са примитивни астероиди, състоящи се от материал претърпял малки промени от създаването на Слънчевата система преди 4,6 милиарда години до момента. 

Предполага се, че намерените на Земята въглеродно хондритни метеорити са фрагменти от астероиди тип С. Но падналите на земята метеорити са значително по-малко порести, отколкото по-голямата част от скалите на Рюго.

Инфрачервените снимки от Хаябуса 2 разкриват само няколко по-студени камъни с температурни стойности на инерция от 600 до 1000 единици. Тази стойност е по-характерна за земните въглеродни хондрити. Но тези плътни допълнения са малцинство на астероидната повърхност.

Защо съществува такава разлика между топлинните плътности на падналите на земята метеорити и астероидът „Рюго“? Една от възможностите е, че астероидите от тип С могат да притежават далеч по-малко консолидиран характер от очакваното състоящ се от насипен конгломерат от пухкав прах и камъчета. Тогава Рюго би бил фрагмент от такъв порест родител с шепа по-плътни камъни, които са се образували в най-дълбоката част на родителския астероид или дори са имали отделен произход и са били доставяни на астероида по време на метеоритни въздействия.

Тези пухкави астероиди биха се борили за оцеляване по време на високите температури и ударни вълни, когато се спускат през земната атмосфера. Това което виждаме на земята, са метеорити, които се състоят само от плътните второстепенни компоненти на първоначалният астероид.

Ако този пухкав състав беше характерен за материалът изграждащ планетите тогава процесът на растеж, който отвежда Слънчевата система от прах към планети, може да се различава много от моделите, които предполагат по-твърд строителен материал. Например, резултатът от въздействия между порести тела може да се окаже, че води до по-чести слепвания отколкото фрагментиране. Това ще накара планетите да пораснат по-бързо от смятаното, което ще промени мащаба на времето за формиране. 

Също е възможно, порьозността на Рюго да се дължи на състав, напълно различен от материалите изграждащи въглеродните хондрити. Например, астероидът може да се състои от богат на въглерод материал, подобен на този открит на комета „67Р/Чуримов-Герасименко“. Този въпрос в крайна сметка ще бъде решен, когато Хаябуса 2 се завърне на Земята в края на годината и предостави проби от веществото изграждащо астероида.

Това са две студени петна, открити от по-близки топлинни изображения. Температурните профили по жълтите линии са показани на съседните панели. Студените петна са по-студени с повече от 20K и те обозначават плътен и консолидиран камък с висока температурна инерция. На повърхността на Рюго са открити само няколко такива студени петна (камъни). Другите валуни са със същата температура като на заобикалящата ги среда. Скалата от панел А е с диаметър около 5 метра, на панел С е около 1 метър.

Това е сценарий за формирането на Рюгу от порьозен родителски орган. Най-напред (1) образуването започва с пухкавия прах в Слънчевата мъглявина. След това (2), чрез натрупване на прах или камъчета се образуват порести тела. (3) Тялото от което произхожда Рюгу може да е останало поресто поради ниската степен на консолидация. Тук е илюстрирана ясна граница във вътрешното ядро, но може да се получи и постепенно увеличаване на консолидацията по дълбочина. (4) Родителското тяло се фрагментира от въздействия, като няколко големи фрагмента образуват камъните върху Рюгу. (5) Част от порестите фрагменти отново се появяват, преобразувайки повърхността на астероида в днешната – пореста със големи също порести камъни. Само малък брой плътни камъни произхождащи от вътрешното ядро на родителя са се запазили. (6) Фазата на бързо въртене създава днешната диамантоподобна двойна форма.


  • 70
  • 0
  • Apr 2, 2020

Коментар
Подобни публикации