stringtranslate.com

Космическое выветривание

Космическое выветривание — это тип выветривания , которому подвергается любой объект, подвергающийся воздействию суровых условий открытого космоса . Тела без атмосферы (включая Луну , Меркурий , астероиды , кометы и большинство лун других планет) подвергаются многим процессам выветривания:

Космическое выветривание важно, поскольку эти процессы влияют на физические и оптические свойства поверхности многих планетных тел. Поэтому крайне важно понимать эффекты космического выветривания, чтобы правильно интерпретировать данные дистанционного зондирования.

Иллюстрация различных компонентов космического выветривания.

История

Большая часть наших знаний о процессе космического выветривания получена в результате изучения лунных образцов, доставленных программой «Аполлон» , в частности лунных грунтов (или реголита ). Постоянный поток высокоэнергетических частиц и микрометеоритов , а также более крупных метеоритов, измельчает , плавит, распыляет и испаряет компоненты лунного грунта.

Первыми продуктами космического выветривания, которые были обнаружены в лунных почвах, были «агглютинаты». Они образуются, когда микрометеориты расплавляют небольшое количество материала, который включает окружающее стекло и минеральные фрагменты в сваренный стеклом агрегат размером от нескольких микрометров до нескольких миллиметров. Агглютинаты очень распространены в лунной почве, составляя до 60–70% зрелых почв. [1] Эти сложные и неправильной формы частицы кажутся человеческому глазу черными, в основном из-за присутствия нанофазного железа .

Космическое выветривание также производит поверхностно-коррелированные продукты на отдельных зернах почвы, такие как брызги стекла; имплантированный водород , гелий и другие газы; следы солнечных вспышек ; и аккрецированные компоненты, включая нанофазное железо. Только в 1990-х годах усовершенствованные инструменты, в частности просвечивающие электронные микроскопы , и методы позволили обнаружить очень тонкие (60-200 нм) патины или ободки, которые образуются на отдельных зернах лунного грунта в результате повторного осаждения паров от близлежащих микрометеоритов и повторного осаждения материала, распыленного близлежащими зернами. [2]

Эти процессы выветривания оказывают большое влияние на спектральные свойства лунного грунта, особенно в ультрафиолетовом , видимом и ближнем инфракрасном (UV/Vis/NIR) диапазонах длин волн . Эти спектральные изменения в значительной степени были приписаны включениям «нанофазного железа», которое является повсеместным компонентом как агглютинатов, так и почвенных краев. [3] Эти очень маленькие (от одного до нескольких сотен нанометров в диаметре) пузырьки металлического железа создаются, когда железосодержащие минералы (например, оливин и пироксен ) испаряются, и железо высвобождается и переотлагается в своей естественной форме.

ТЭМ-изображение космического выветривания на зерне лунного грунта 10084

Влияние на спектральные свойства

На Луне спектральные эффекты космического выветривания имеют тройной характер: по мере созревания лунной поверхности она становится темнее (альбедо уменьшается ), краснее (отражательная способность увеличивается с увеличением длины волны), а глубина ее диагностических полос поглощения уменьшается [4]. Эти эффекты в значительной степени обусловлены присутствием нанофазного железа как в агглютинатах, так и в аккрецированных краях на отдельных зернах. Эффекты затемнения от космического выветривания легко увидеть, изучая лунные кратеры. Молодые, свежие кратеры имеют яркие лучевые системы , потому что они обнажили свежий, невыветренный материал, но со временем эти лучи исчезают, поскольку процесс выветривания затемняет материал.

Космическое выветривание на астероидах

Также считается, что космическое выветривание происходит на астероидах, [5] хотя окружающая среда сильно отличается от Луны. Удары в поясе астероидов происходят медленнее, и поэтому создают меньше расплава и пара. Кроме того, меньше частиц солнечного ветра достигают пояса астероидов. И, наконец, более высокая скорость ударов и более низкая гравитация более мелких тел означает, что происходит больше переворотов, и возраст воздействия поверхности должен быть моложе, чем у лунной поверхности . Поэтому космическое выветривание должно происходить медленнее и в меньшей степени на поверхностях астероидов.

Однако мы видим доказательства астероидного космического выветривания. В течение многих лет в планетарном научном сообществе существовала так называемая «головоломка», поскольку, в целом, спектры астероидов не соответствуют спектрам нашей коллекции метеоритов. В частности, спектры астероидов S-типа не соответствуют спектрам наиболее распространенного типа метеоритов, обычных хондритов (OC). Спектры астероидов, как правило, были более красными с крутой кривизной в видимых длинах волн. Однако Бинцель и др. [6] идентифицировали околоземные астероиды со спектральными свойствами, охватывающими диапазон от S-типа до спектров, похожих на спектры метеоритов OC, что предполагает, что происходит непрерывный процесс, который может изменить спектры материала OC, чтобы они выглядели как астероиды S-типа. Также имеются свидетельства изменения реголита от пролетов Галилео над Гаспра и Идой , показывающие спектральные различия в свежих кратерах. Со временем спектры Иды и Гаспры, по-видимому, краснеют и теряют спектральный контраст. Данные рентгеновских измерений Эроса, проведенных NEAR Shoemaker, указывают на обычный хондритовый состав, несмотря на наклонный красный спектр S-типа, что снова предполагает, что какой-то процесс изменил оптические свойства поверхности. Результаты, полученные космическим аппаратом Hayabusa на астероиде Itokawa , также состоящем из обычного хондрита, показывают спектральные свидетельства космического выветривания. Кроме того, в зернах почвы, доставленных космическим аппаратом Hayabusa, были обнаружены четкие доказательства изменения космического выветривания. Поскольку Itokawa настолько мал (диаметр 550 м), считалось, что низкая гравитация не позволит развиться зрелому реголиту, однако предварительное исследование возвращенных образцов показывает наличие нанофазного железа и других эффектов космического выветривания на нескольких зернах. [7] Кроме того, есть свидетельства того, что патины выветривания могут и действительно образуются на поверхностях камней на астероиде. Такие покрытия, вероятно, похожи на патины, обнаруженные на лунных камнях. [8]

Имеются данные, позволяющие предположить, что большая часть изменения цвета из-за выветривания происходит быстро, в течение первых ста тысяч лет, что ограничивает полезность спектральных измерений для определения возраста астероидов. [9]

Космическое выветривание на Меркурии

Окружающая среда на Меркурии также существенно отличается от Луны. Во-первых, днем ​​там значительно жарче ( дневная температура поверхности ~100 °C для Луны, ~425 °C на Меркурии) и холоднее ночью, что может изменить продукты космического выветривания. Кроме того, из-за своего расположения в Солнечной системе Меркурий подвергается немного большему потоку микрометеоритов, которые падают на гораздо более высоких скоростях, чем Луна. Эти факторы в совокупности делают Меркурий гораздо более эффективным в создании расплава и пара, чем Луна. Ожидается, что на единицу площади удары по Меркурию произведут в 13,5 раза больше расплава и в 19,5 раз больше пара, чем на Луне. [10] Агглютинитовые стекловидные отложения и осажденные из паров покрытия должны создаваться на Меркурии значительно быстрее и эффективнее, чем на Луне.

Спектр УФ/Вид Меркурия, наблюдаемый телескопически с Земли, является примерно линейным с красным наклоном. Полосы поглощения, связанные с железосодержащими минералами, такими как пироксен, отсутствуют. Это означает, что либо на поверхности Меркурия нет железа, либо железо в железосодержащих минералах выветрилось до нанофазного железа. Выветренная поверхность тогда объяснила бы покрасневший наклон. [11]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Хайкен, Грант (1991). Lunar sourcebook: a user's guide to the moon (1. publ. ed.). Кембридж [ua]: Cambridge Univ. Press. ISBN 978-0-521-33444-0.
  2. ^ Келлер, Л. П.; Маккей, Д. С. (июнь 1997 г.). «Природа и происхождение краев на зернах лунного грунта». Geochimica et Cosmochimica Acta . 61 (11): 2331–2341. Bibcode : 1997GeCoA..61.2331K. doi : 10.1016/S0016-7037(97)00085-9.
  3. ^ Noble, Sarah; Pieters CM; Keller LP (сентябрь 2007 г.). «Экспериментальный подход к пониманию оптических эффектов космического выветривания». Icarus . 192 (2): 629–642. Bibcode :2007Icar..192..629N. doi :10.1016/j.icarus.2007.07.021. hdl : 2060/20070019675 .
  4. ^ Pieters, CM; Fischer, EM; Rode, O.; Basu, A. (1993). «Оптические эффекты космического выветривания: роль мельчайшей фракции». Journal of Geophysical Research . 98 (E11): 20, 817–20, 824. Bibcode : 1993JGR....9820817P. doi : 10.1029/93JE02467. ISSN  0148-0227.
  5. ^ Для полного обзора текущего состояния понимания космического выветривания на астероидах см. Chapman, Clark R. (май 2004 г.). "Космическое выветривание поверхностей астероидов". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 32 : 539–567. Bibcode :2004AREPS..32..539C. doi :10.1146/annurev.earth.32.101802.120453..
  6. ^ Binzel, RP; Bus, SJ; Burbine, TH; Sunshine, JM (август 1996 г.). «Спектральные свойства околоземных астероидов: доказательства источников обычных хондритовых метеоритов». Science . 273 (5277): 946–948. Bibcode :1996Sci...273..946B. doi :10.1126/science.273.5277.946. PMID  8688076. S2CID  33807424.
  7. ^ T. Noguchi; T. Nakamura; M. Kimura; ME Zolensky; M. Tanaka; T. Hashimoto; M. Konno; A. Nakato; et al. (26 августа 2011 г.). «Начинающееся космическое выветривание, наблюдаемое на поверхности пылевых частиц Итокавы». Science . 333 (6046): 1121–1125. Bibcode :2011Sci...333.1121N. doi : 10.1126/science.1207794 . PMID  21868670. S2CID  5326244.
  8. ^ Хирои, Такахиро; Абэ М.; К. Китазато; С. Абэ; Б. Кларк; С. Сасаки; М. Исигуро; О. Барнуэн-Джа (7 сентября 2006 г.). «Разработка космического выветривания на астероиде 25143 Итокава». Природа . 443 (7107): 56–58. Бибкод : 2006Natur.443...56H. дои : 10.1038/nature05073. PMID  16957724. S2CID  4353389.
  9. ↑ Рэйчел Кортленд (30 апреля 2009 г.). «Повреждения от Солнца скрывают истинный возраст астероидов». New Scientist . Получено 27 февраля 2013 г.
  10. ^ Cintala, Mark J. (январь 1992 г.). «Вызванные ударом тепловые эффекты в лунных и меркурианских реголитах». Журнал геофизических исследований . 97 (E1): 947–973. Bibcode : 1992JGR....97..947C. doi : 10.1029/91JE02207. ISSN  0148-0227.
  11. ^ Хапке, Брюс (февраль 2001 г.). «Космическая эрозия от Меркурия до пояса астероидов». Журнал геофизических исследований . 106 (E5): 10, 039–10, 073. Bibcode : 2001JGR...10610039H. doi : 10.1029/2000JE001338 .

Дальнейшее чтение