ดาราศาสตร์

ก้อนหินก่อตัวขึ้นบนดาวเคราะห์น้อยได้อย่างไร?

ก้อนหินก่อตัวขึ้นบนดาวเคราะห์น้อยได้อย่างไร?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ตัวอย่างเช่น: พวกมันเป็นอุกกาบาตที่ลงจอดอย่างนิ่มนวลหรือไม่? หรือเกิดขึ้นจากวัสดุที่หลอมละลายในระหว่างการกระแทกรุนแรง? หรือเป็นผลจากกระบวนการกัดเซาะบางชนิด?


ดูเหมือนว่าคุณกำลังถามเกี่ยวกับกองเศษหินหรืออิฐ ดาวเคราะห์น้อยที่ประกอบด้วยวัตถุขนาดต่าง ๆ จำนวนมากซึ่งถูกแรงโน้มถ่วงจับไว้อย่างอ่อน ส่วนประกอบบางส่วนมีขนาดใหญ่ แต่ส่วนใหญ่มีขนาดเล็กมาก (จนถึงเม็ดทราย)

เปรียบเสมือนการเล่นพ็อกเก็ตพูล วางลูกเป้าหมาย 15 ลูก แต่ปล่อยชั้นวางไว้ ลูกคิวจะกระเด้งออกเมื่อคุณตีแร็คด้วยลูกคิว แต่นั่นก็เท่านั้น

ลองใหม่อีกครั้ง แต่คราวนี้เอาแร็คออก ในการทำให้ลูกบอลเป้าหมายมีลักษณะเหมือนกองเศษหินหรืออิฐมากขึ้น เราจะใช้กระดาษแข็งเพื่อเพิ่มช่องว่างระหว่างลูกบอลเป้าหมาย ตอนนี้มีสิ่งที่แตกต่างกันมากเกิดขึ้นเมื่อลูกคิวกระทบลูกเป้าหมาย ลูกบอลเชื่อมต่อกันอย่างหลวม ๆ เท่านั้น สิ่งนี้ทำให้พวกเขาดูดซับโมเมนตัมของลูกคิวและกระจายพลังงานและโมเมนตัมไปทั่วแร็คได้ดีมาก ด้วยความเร็วลูกคิวบอลต่ำถึงปานกลาง การชนจะใกล้เคียงกับความไม่ยืดหยุ่นอย่างหมดจด

และนั่นเป็นวิธีที่คุณได้รับกองเศษหินหรืออิฐ เป็นการชนกันแบบไม่ยืดหยุ่นต่อครั้งแล้วครั้งเล่า ตลอดระยะเวลา 4.6 พันล้านปี คุณมีกองฝุ่นและทรายที่มีโขดหินและก้อนหินขนาดใหญ่สองสามก้อนปะปนกัน


ชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อยเวสต้าที่พบในพื้นผิวของ Bennu

Asteroid Bennu ซึ่งอยู่ภายใต้ภารกิจสุ่มตัวอย่างดาวเคราะห์น้อย OSIRIS-REx ของ NASA เป็นซากปรักหักพังขนาดใหญ่ การวิเคราะห์ล่าสุดจาก OSIRIS-REx ชี้ให้เห็นว่าเศษหินหรืออิฐอาจไม่ได้มีต้นกำเนิดเดียว พบหลักฐานจากดาวเคราะห์น้อยเวสต้า ซึ่งเป็นวัตถุที่ใหญ่เป็นอันดับสองในแถบดาวเคราะห์น้อย

นักวิจัยเชื่อว่า Bennu น่าจะเกิดจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อย ซึ่งหนึ่งในนั้นคือชิ้นส่วนของเวสต้า เมื่อเศษซากที่กระจัดกระจายของการชนกันกลายเป็น Bennu หินเวสต้าบางส่วนก็ลงเอยบนพื้นผิวของวัตถุขนาดเล็กนี้ การค้นพบนี้มีรายงานใน Nature Astronomy

“เราพบก้อนหินหกก้อนที่มีขนาดตั้งแต่ 5 ถึง 14 ฟุต (ประมาณ 1.5 ถึง 4.3 เมตร) กระจัดกระจายไปทั่วซีกโลกใต้ของ Bennu และใกล้กับเส้นศูนย์สูตร” ผู้เขียนนำ Daniella DellaGiustina จาก Lunar & Planetary Laboratory, University of Arizona กล่าวในแถลงการณ์ “ก้อนหินเหล่านี้สว่างกว่าส่วนอื่นๆ ของ Bennu มาก และเข้ากับวัสดุจากเวสต้าได้”

เป็นไปได้ว่าพวกมันก่อตัวขึ้นจากร่างแม่ของ Bennu แต่มีแนวโน้มว่าพวกมันจะเป็นชิ้นส่วนของเวสต้า หินก้อนนี้ทำมาจากไพร็อกซีน ซึ่งก่อตัวที่อุณหภูมิสูงจากการหลอมของวัสดุที่เป็นหิน และสามารถสว่างกว่าพื้นผิวโดยรอบถึง 10 เท่า หินของ Bennu ทำมาจากแร่ธาตุที่มีน้ำ ดังนั้นจึงไม่น่าเป็นไปได้ที่หิน Bennu หรือตัวแม่จะมีอุณหภูมิสูง

ไม่ใช่เรื่องแปลกที่จะเห็นเศษดาวเคราะห์น้อยกระเด็นไปทั่วพื้นผิวของอีกดวงหนึ่ง ยานอวกาศ Dawn ของนาซ่าเห็นหลุมอุกกาบาตบนเวสต้าที่ดาวเคราะห์น้อยหลายดวงชนกัน แตกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย และทิ้งวัตถุสีดำไว้เบื้องหลัง ยานสำรวจฮายาบูสะของญี่ปุ่นบนดาวเคราะห์น้อยอิโตกาวะก็เห็นก้อนหินสีดำก้อนใหญ่เช่นเดียวกัน เมื่อวานนี้ การศึกษาเปิดเผยว่าเพื่อนดาวเคราะห์น้อย Ryugu กองเศษหิน ที่ Hayabusa2 ไปเยือน เป็นผลจากการชนกันของจักรวาลด้วย

Hannah Kaplan จากศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดของ NASA กล่าวว่า "สมมติฐานชั้นนำของเราคือ Bennu สืบทอดวัสดุนี้จากดาวเคราะห์น้อยแม่ของมันหลังจากที่ vestoid (ชิ้นส่วนจากเวสต้า) พุ่งชนแม่" “จากนั้น เมื่อดาวเคราะห์น้อยแม่ถูกรบกวนอย่างหายนะ เศษส่วนหนึ่งของมันสะสมภายใต้แรงโน้มถ่วงของมันเข้าไปใน Bennu รวมถึงไพร็อกซีนจากเวสต้าด้วย”

ดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนที่ผ่านระบบสุริยะมีปฏิสัมพันธ์ซึ่งกันและกัน และอาจจบลงด้วยการชนกันเมื่อเวลาผ่านไป ปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงยังสามารถพาพวกเขาจากแถบดาวเคราะห์น้อย (ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี) ไปใกล้กับวงโคจรของโลกซึ่งเป็นกรณีของทั้ง Bennu และ Ryugu

“การศึกษาในอนาคตของตระกูลดาวเคราะห์น้อย เช่นเดียวกับที่มาของ Bennu จะต้องกระทบยอดการมีอยู่ของวัตถุที่มีลักษณะคล้ายเวสต้า เช่นเดียวกับการขาดดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่นอย่างชัดเจน เราหวังว่าจะได้ตัวอย่างที่ส่งคืน ซึ่งหวังว่าจะมีชิ้นส่วนของประเภทหินที่น่าสนใจเหล่านี้” Dante Lauretta นักวิจัยหลักของ OSIRIS-REx กล่าวเสริม “ข้อจำกัดนี้น่าสนใจยิ่งขึ้นเมื่อค้นพบวัสดุประเภท S บนดาวเคราะห์น้อยริวงู ความแตกต่างนี้แสดงให้เห็นถึงคุณค่าในการศึกษาดาวเคราะห์น้อยหลายดวงทั่วทั้งระบบสุริยะ”

OSIRIS-REx มีกำหนดจะบินลงสู่พื้นผิว Bennu และเก็บตัวอย่างดินในเดือนหน้า โปรดคอยติดตาม


บทคัดย่อ

พบก้อนหินขนาดเล็กจำนวนมากที่มีค่าการสะท้อนแสงสูงกว่า 1.5 เท่าของการสะท้อนแสงเฉลี่ยบนดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก 162,173 Ryugu ตามความแตกต่างของสเปกตรัมความยาวคลื่นที่มองเห็นได้ Tatsumi et al. (2021, Nature Astronomy, 5, doi:doi:10.1038/s41550-020-1179-z) กำหนดกลุ่มหินสว่างสองกลุ่ม: ประเภท C และประเภท S การจำแนกประเภทของก้อนหินสว่างทั้งสองนี้มีการกระจายขนาดและแนวโน้มสเปกตรัมที่แตกต่างกัน ในการศึกษานี้ เราวัดสเปกตรัมของก้อนหินสว่าง 79 ก้อน และตรวจสอบคุณสมบัติของสเปกตรัมโดยละเอียด การวิเคราะห์ได้รับผลลัพธ์ที่สำคัญจำนวนหนึ่ง ประการแรก หินสว่างประเภท S บน Ryugu มีสเปกตรัมที่คล้ายกับที่พบใน chondrites ธรรมดาที่แตกต่างกันสองก้อนที่มีสเปกตรัมเริ่มต้นต่างกันที่ได้รับการทดลองในอวกาศในลักษณะเดียวกัน นี่แสดงให้เห็นว่าอาจมีหินสว่างประเภท S สองกลุ่มบน Ryugu ซึ่งอาจเกิดจากตัวกระแทกที่แตกต่างกันสองแบบที่กระทบร่างกายของผู้ปกครองของ Ryugu ประการที่สอง แบบจำลองอายุการผุกร่อนในอวกาศของก้อนหินสว่างประเภท S ขนาดเมตร ตามอัตราการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมที่ได้รับจากคอนไดรต์ธรรมดาที่ฉายรังสีในการทดลองครั้งก่อน คือ 10 5 –10 6 ปี ซึ่งสอดคล้องกับอายุการกักเก็บปล่องภูเขาไฟ (<10 6 ปี) ของ

ชั้นผิวลึก 1 เมตรบน Ryugu ข้อตกลงนี้แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าพื้นผิวของ Ryugu นั้นยังเด็กมาก หมายความว่าตัวอย่างที่ได้จากพื้นผิวของ Ryugu ควรมีความสดใหม่ ประการที่สาม การขาดการดูดซับแบบคดเคี้ยวในกลุ่มประเภท S ที่ฝังอยู่ในก้อนหินขนาดใหญ่ก้อนหนึ่งบ่งชี้ว่าการแยกส่วนและการยึดเกาะที่สร้างเบรกเซียสเกิดขึ้นหลังจากการสิ้นสุดของการเปลี่ยนแปลงในน้ำ ประการที่สี่ หินสว่างประเภท C มีแนวโน้มสเปกตรัมต่อเนื่องที่คล้ายคลึงกับเส้นทางความร้อนของคอนไดรต์คาร์บอนต่ำอัลเบโด เช่น CM และ CI กระบวนการอื่นๆ เช่น สภาพดินฟ้าอากาศในอวกาศและผลกระทบของขนาดเกรน ไม่สามารถอธิบายความแปรผันของสเปกตรัมได้ นอกจากนี้ การกระจายสเปกตรัมของหินสีเข้มทั่วไป ซึ่งประกอบเป็น >99.9% ของปริมาตร Ryugu นั้นตั้งอยู่ตามแนวเทรนด์ไลน์ในแผนภาพความชัน/ดัชนี UV ที่มีก้อนหินสว่างประเภท C ครอบครองอยู่ ผลลัพธ์เหล่านี้บ่งชี้ว่าการแปรสภาพจากความร้อนอาจเป็นสาเหตุสำคัญสำหรับความหลากหลายของสเปกตรัมในหมู่หินสว่างประเภท C บน Ryugu และก้อนหินทั่วไปบน Ryugu อาจประสบการเปลี่ยนแปลงทางความร้อนภายใต้เงื่อนไขที่แคบกว่าก้อนหินสว่างประเภท C สิ่งนี้สนับสนุนสมมติฐานที่ว่าร่างกายแม่ของ Ryugu มีความร้อนสม่ำเสมอเนื่องจากพลังงานกัมมันตภาพรังสีมากกว่าความร้อนจากการกระแทก


การสร้างดาวเคราะห์น้อย

เรียนรู้เกี่ยวกับลักษณะของดาวเคราะห์น้อย
เรียนรู้ว่าดาวเคราะห์น้อยก่อตัวขึ้นในระบบสุริยะของเราอย่างไร

ผู้เข้าร่วมจะได้เรียนรู้ว่าดาวเคราะห์น้อยเป็นหินก้อนใหญ่ที่พบในระบบสุริยะของเราที่โคจรรอบดวงอาทิตย์โดยดูจากภาพถ่ายของดาวเคราะห์น้อยและพูดคุยกันในห้องเรียน

ผู้เข้าร่วมจะสาธิตวิธีการสร้างวัตถุของดาวเคราะห์ รวมทั้งดาวเคราะห์น้อยผ่านการรวมกลุ่มของอนุภาคขนาดเล็กโดยใช้ดินเหนียว

ในตอนท้ายของเซสชั่น เมื่อดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดถูกทำให้แห้ง ให้ทบทวนคำถามและหัวข้อที่กล่าวถึงในบทนำ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ให้นักเรียนอธิบาย:

ดาวเคราะห์น้อยคืออะไร?
ดาวเคราะห์น้อยเกิดขึ้นได้อย่างไร?
นักเรียนสามารถอธิบายเรื่องนี้โดยใช้ตัวอย่างว่าพวกเขาสร้างแบบจำลองดาวเคราะห์น้อยจากดินเหนียวได้อย่างไร

  • ภาพดาวเคราะห์น้อย (ให้มาด้วย)
  • ดินเหนียว (กำมือต่อผู้เข้าร่วม)
  • แปรงทาสี
  • สี
  • ซับในโต๊ะ/ตัวป้องกัน

ดาวเคราะห์น้อยคืออะไร?

ดาวเคราะห์น้อยเป็นก้อนหินที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ โดยมีขนาดตั้งแต่หลายร้อยเมตรจนถึงหลายกิโลเมตร ดาวเคราะห์น้อยเรียกว่าอุกกาบาตถ้ามันกระทบโลก ถ้ามันระเหยไปจนหมดในชั้นบรรยากาศของโลกก่อนที่จะตกลงบนพื้นผิว เรียกว่าอุกกาบาต ผู้คนมักเรียกอุกกาบาตว่า 'ดาวตก' อุกกาบาตส่วนใหญ่ประกอบด้วยซิลิเกตหรือส่วนผสมของเหล็กและนิกเกิล ในอดีต อุกกาบาตขนาดมหึมากระทบพื้นโลก หกสิบห้าล้านปีก่อน สัตว์เกือบ 90% ถูกกำจัดให้หมด (รวมถึงไดโนเสาร์) เมื่ออุกกาบาตพุ่งชน Yucatan ประเทศเม็กซิโก โชคดีที่สิ่งนี้เกิดขึ้นน้อยมาก! เราเป็นหนี้สิ่งนี้กับดาวพฤหัสบดีซึ่งดึงดูดดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากด้วยแรงโน้มถ่วงของมัน


ดาวเคราะห์น้อยไอดา

ดาวเคราะห์น้อยเกิดขึ้นได้อย่างไร?

อนุภาคฝุ่นในระบบสุริยะยุคแรกชนกันทำให้เกิดกระจุกขนาดใหญ่ขึ้นหรือที่เรียกว่าดาวเคราะห์ สิ่งเหล่านี้สามารถเติบโตได้โดยการดึงดูดฝุ่นมากขึ้นด้วยสนามโน้มถ่วงของพวกมัน ซึ่งบางส่วนก็มีขนาดใหญ่พอที่จะก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ คนอื่นยังคงอยู่กลายเป็นดาวเคราะห์น้อย ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้บางส่วนชนกัน (และดาวเคราะห์ยุคแรก) แยกส่วนออกเป็นดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็ก การชนกันบางส่วนนั้นช้าพอที่ดาวเคราะห์น้อยจะรวมเข้าด้วยกันทำให้เกิดดาวเคราะห์น้อยที่มีรูปร่างผิดปกติ

ดาวเคราะห์น้อยตั้งอยู่ที่ไหน?

ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากก่อตัวเป็นวงแหวนหรือสายพานขนาดใหญ่รอบดวงอาทิตย์ มีแถบดาวเคราะห์น้อยสองแถบในระบบสุริยะของเรา: แถบหลัก (หรือเรียกง่ายๆ ว่าแถบดาวเคราะห์น้อย) ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี โดยมีดาวเคราะห์น้อยหลายพันดวง (ดูภาพด้านล่าง) และแถบไคเปอร์ ซึ่งตั้งชื่อตามผู้ค้นพบของมัน ซึ่งเป็นรูปดิสก์ บริเวณที่แผ่ออกไปนอกวงโคจรของดาวเนปจูนและมีดาวเคราะห์น้อยนับไม่ถ้วนและดาวเคราะห์แคระจำนวนมาก ซึ่งดาวพลูโตมีชื่อเสียงมากที่สุด

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่อยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อย อย่างไรก็ตาม มีดาวเคราะห์น้อยที่ไม่อยู่ในวงโคจรนั้น และเรียกว่า Near Earth Objects (NEO) บางครั้ง NEO เหล่านี้สามารถไปถึงโลกของเราได้

เหตุใดดาวเคราะห์น้อยจึงมีความสำคัญต่อการศึกษา

ดาวเคราะห์น้อยเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มที่เรียกว่าร่างเล็ก ดาวเคราะห์น้อย ดาวหาง และอุกกาบาตสามารถให้ข้อมูลที่มีค่าเกี่ยวกับวิวัฒนาการของระบบสุริยะของเราได้
นอกจากนี้ยังมีวัตถุขนาดเล็กที่เรียกว่าอุกกาบาตซึ่งเป็นเศษซากของการก่อตัวของระบบสุริยะ อุกกาบาตเหล่านี้อาจมีขนาดเล็กเท่ากับเมล็ดข้าว อุกกาบาตมาบรรจบกับโลกอย่างต่อเนื่อง ทำให้เกิดสิ่งที่เราเห็นบนโลกว่าเป็น 'ดาวตก'

ดาวเคราะห์น้อยสามารถชนโลกได้จริงหรือ?

ดาวเคราะห์น้อยเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 กิโลเมตรชนโลกเมื่อ 65 ล้านปีก่อน ดาวเคราะห์น้อยที่ส่งผลกระทบต่อโลกนี้ถือเป็นหนึ่งในสาเหตุที่ทำให้ไดโนเสาร์สูญพันธุ์

คุณสามารถบอกนักเรียนเกี่ยวกับดาวหางได้ ดาวหางเป็นเหมือนก้อนหิมะสกปรกหรือก้อนโคลนน้ำแข็ง ประกอบด้วยน้ำแข็ง (จากน้ำและก๊าซแช่แข็ง) และฝุ่น เช่นเดียวกับดาวเคราะห์น้อย ดาวหางโคจรรอบดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม วงโคจรของพวกมันนั้นยาวมากเมื่อเทียบกับดาวเคราะห์ นั่นคือบางครั้งพวกมันเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากและบางครั้งพวกมันก็อยู่ไกลมาก เมื่อพวกเขาข้ามวงโคจรของดาวเคราะห์ พวกเขาสามารถชนกับมันได้ สิ่งนี้เกิดขึ้น ตัวอย่างเช่น ในปี 1994 เมื่อดาวหางชูเมกเกอร์-เลวีชนกับดาวพฤหัสบดีและแตกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย เมื่อดาวหางเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ในวงโคจร น้ำแข็งในแกนของพวกมันจะละลายและระเหยไป ส่งผลให้หางมีความสวยงาม ซึ่งสามารถมองเห็นได้ชัดเจนในท้องฟ้ายามค่ำคืนหากดาวหางโคจรเข้าใกล้โลกมากพอ
ในปี 2061 ดาวหางฮัลลีย์จะเข้าใกล้โลกอีกครั้ง มันโคจรรอบดวงอาทิตย์ของเราทุกๆ 76 ปี อย่าลืมทำเครื่องหมายการมาถึงในปฏิทินของคุณ!


Halleys Comet


รูกระสุนบนดาวเคราะห์น้อย

หลุมอุกกาบาตและก้อนหินเป็นลักษณะที่แพร่หลายของพื้นผิวดาวเคราะห์ หลุมอุกกาบาตบนก้อนหินบนดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ใกล้โลกให้โอกาสพิเศษในการตรวจสอบเวลาตั้งแต่ดาวเคราะห์น้อยออกจากแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก

แบ่งปัน

คัดลอกลิงค์

ภารกิจ OSIRIS-REx เพิ่งบรรลุเป้าหมายในการได้ตัวอย่างจากพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย Bennu เหตุการณ์นี้ถือเป็นการครบรอบเกือบ 2 ปีนับตั้งแต่ยานอวกาศมาถึง Bennu เป็นครั้งแรก ความประทับใจครั้งแรกของฉันที่มีต่อ Bennu เป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจและวิตกกังวล เนื่องจากพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยนั้นขรุขระกว่าที่เราคาดไว้มาก (Lauretta et al. 2019) ในฐานะที่เป็นส่วนหนึ่งของคณะทำงานด้านการพัฒนา Regolith (RDWG นำโดย Kevin Walsh) ฉันได้เข้าร่วมในความพยายามค้นหาจุดบนดาวเคราะห์น้อยที่ปกคลุมไปด้วยวัสดุเนื้อละเอียด (< 2 ซม.) ที่ตัวอย่างยานอวกาศสามารถกินได้ ตู้คอนเทนเนอร์ (Bierhaus et al. 2018).

กำลังค้นหาตัวอย่าง

ในระหว่างการค้นหาสถานที่เก็บตัวอย่าง เราได้รับรายละเอียดที่ไม่เคยมีมาก่อนของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อย ในเดือนกรกฎาคม 2019 เราดำเนินการรณรงค์สังเกตการณ์ที่เรียกว่า Orbital B (รูปที่ 1a) ซึ่งเราได้รับภาพความละเอียดระดับ 1 ซม./พิกเซลของพื้นผิว (DellaGiustina et al. 2018) ในการกำหนดค่านี้ ยานอวกาศจะโคจรรอบดาวเคราะห์น้อยในระนาบเทอร์มิเนเตอร์ หรือเครื่องบินที่แบ่งด้านที่มีแสงสว่างในเวลากลางวันและด้านกลางคืนที่มืดมิดของดาวเคราะห์น้อย ภาพที่กลับมาเป็นภาพเงา (รูปที่ 1b) เนื่องจากมุมการส่องสว่างจากดวงอาทิตย์สู่พื้นผิวค่อนข้างสูงชัน เป็นเรื่องยากที่จะสร้างอนุภาคขนาดเล็ก แต่บางครั้งเราก็สามารถเห็นเงาที่กว้างถึงพิกเซลที่ยาวเหยียดได้ ดังนั้นเราจึงรู้ว่าควรอยู่ที่ไหนสักแห่งบนพื้นผิว การซ้อมรบของยานอวกาศในปลายปีนี้จะช่วยให้ภาพพื้นผิวที่สว่างขึ้นและมีความละเอียดสูงขึ้น ทำให้มีอนุภาคละเอียดปรากฏให้เห็นชัดเจนขึ้น

รูปที่ 1 การสำรวจ Orbital B ของ Bennu ได้แสดงภาพพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยที่มีรายละเอียดอย่างไม่เคยปรากฏมาก่อน ก แผนผังแสดงวงโคจรของเทอร์มิเนเตอร์ Orbital B 1 กิโลเมตร (ดัดแปลงจาก DellaGiustina et al. 2018) ภาพที่ถ่ายเมื่อวันที่ 3 กรกฎาคม 2019 ระหว่างแคมเปญ Orbital B (เครดิต: OSIRIS-REx/OCAMS/PolyCam) ภาพที่ถ่ายระหว่าง Orbital B เป็นภาพเงาของพื้นผิว ในลักษณะเดียวกับที่ง่ายต่อการสร้างหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ตามแนวเทอร์มิเนเตอร์ เรขาคณิตการส่องสว่างในภาพ Orbital B ช่วยให้เราสังเกตหลุมอุกกาบาตขนาดเล็กบนพื้นผิวหินได้ง่ายขึ้น

สิ่งที่เราเห็นในเงามืด

ภาพ Orbital B นั้นสวยงามและเผยให้เห็นลักษณะที่ไม่เคยเห็นมาก่อนของก้อนหิน มันเหมือนกับการเดินเล่นในละแวกของคุณในเวลากลางคืน คุณจะสังเกตเห็นสิ่งต่าง ๆ เมื่อเทียบกับสิ่งที่คุณมักจะสังเกตเห็นในเวลากลางวัน ในภาพที่มืดมนของพื้นผิวของ Bennu บางครั้งอาจมีหินที่โดดเด่นจากเงามืด เมื่อหินที่โดดเด่นเหล่านี้แบนราบ เราสังเกตว่าพวกมันจะเต็มไปด้วยรูเล็กๆ (รูปที่ 2a)

รูปที่ 2 หลุมอุกกาบาตรูกระสุนปรากฏบนก้อนหินแบนบางอันของ Bennu, การครอบตัดรูปภาพที่แสดงในรูปที่ 1b โดยโฟกัสไปที่ก้อนหิน โดยกว้างประมาณ 2 เมตรบนแกนที่ยาวที่สุด เต็มไปด้วยหลุมอุกกาบาตขนาดเล็ก (Ballouz et al. 2020) หลุมอุกกาบาตขนาดเล็กบน Bennu เตือนผู้เขียนคนนี้ถึงรูกระสุนที่ผนังด้านนอกของอาคารในบ้านเกิดของเขาที่เบรุต (เครดิต: Samir Ballouz)

ฉันโตในเบรุตหลังสงครามกลางเมืองเลบานอน อาคารส่วนใหญ่ในละแวกของฉัน รวมทั้งตึกที่ฉันโตมานั้น เต็มไปด้วยรูกระสุน (รูปที่ 2b) พวกเขาเป็นเพียงส่วนหนึ่งของภูมิหลังของฉัน และฉันไม่ได้คิดถึงพวกเขามากนักเมื่อตอนที่ฉันยังเด็ก เมื่อฉันเห็นลักษณะที่คล้ายคลึงกันบนโขดหินของ Bennu มันก็คลิกเข้ามาในหัวของฉันทันทีว่าหลุมกระแทกเล็กๆ เหล่านี้อาจมีที่มาที่คล้ายคลึงกัน แน่นอน แทนที่จะยิงด้วยปืน รูกระสุนเหล่านี้ต้องเกิดจากการกระแทกจากอุกกาบาตขนาดเล็ก มีการรายงานคุณสมบัติที่คล้ายกันในตัวอย่างดวงจันทร์ที่นักบินอวกาศ Apollo ส่งคืน (รูปที่ 3, Hörz et al. 1975, 2020) และตัวอย่างที่ส่งคืนจากดาวเคราะห์น้อย Itokawa (Nakamura et al. 2012) ตามที่เราจะพูดถึงในภายหลัง "รูกระสุน" ที่เราเห็นในรูปที่ 2a สะสมอยู่บนก้อนหินก้อนนั้นในช่วงเวลากว่าล้านปี!

รูปที่ 3 คุณสมบัติการกระแทกบนหินแข็งยังถูกบันทึกโดยภารกิจ Apollo ก หนึ่งในตัวอย่างดวงจันทร์ของ Apollo ที่ส่งคืนซึ่งมีหลุมกระแทก (Hörz et al. 1975) แสดงแถบมาตราส่วน 1 ซม. , คุณลักษณะการกระแทกแบบวงกลมบนพื้นผิวด้านบนของก้อนหินขนาดใหญ่พิเศษบนดวงจันทร์ (Hörz et al. 2020) ภาพนี้ถ่ายระหว่างภารกิจ Apollo 17

มุมมองที่ไม่เคยมีมาก่อนของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อย

อย่างไรก็ตาม เช่นเดียวกับที่เราสามารถ "มองเห็นสิ่งต่างๆ ในเงามืด" ซึ่งไม่มีอยู่จริงได้ เราจำเป็นต้องตรวจสอบว่าสิ่งเหล่านี้เป็นหลุมอุกกาบาตจริงๆ โชคดีที่ในขณะที่เรากำลังถ่ายภาพ Bennu ที่มืดมนเหล่านั้น OSIRIS-REx Laser Altimeter (OLA) ซึ่งสนับสนุนโดย Canadian Space Agency ได้สร้างแผนที่ 3 มิติของพื้นผิวที่ความละเอียดประมาณ 5 ซม. ข้อมูล OLA ให้มุมมองที่น่าทึ่งของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อย OLA ขจัดความคลุมเครือทั้งหมดว่าปล่องภูเขาไฟเป็นปล่องภูเขาไฟจริง ๆ หรือเป็นเพียงอุบายของแสง ด้วยความช่วยเหลือของคณะทำงานเกี่ยวกับความสูง (นำโดย Olivier Barnouin และ Mike Daly) เราได้วัดสัณฐานวิทยาของหลุมอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดที่เราพบบนก้อนหิน (รูปที่ 4) และยืนยันว่ามีรูปร่างคล้ายกับหลุมอุกกาบาตที่สร้างขึ้นในการทดลองกระแทกใน ห้องปฏิบัติการ เราก้าวไปข้างหน้า มั่นใจในการตีความของเรา

รูปที่ 4 ข้อมูล OLA ให้มุมมองที่มีรายละเอียดที่ไม่เคยมีมาก่อนของพื้นผิวของ Bennu แอนิเมชั่นที่แสดงข้อมูลดิบของข้อมูลคลาวด์แบบจุด OLA ของก้อนหินขนาด 10 ม. และปล่องภูเขาไฟ 5 ม. สีจะเน้นที่ภูมิประเทศของก้อนหินและบริเวณโดยรอบ (สีที่อุ่นกว่าคือระดับความสูงที่สูงกว่า) เครดิต: NASA/University of Arizona/CSA/York/MDA มหาวิทยาลัยยอร์กรับทราบการบริจาคจาก JHUAPL อย่างสุดซึ้ง

ตามหาเวลา

ด้วยความช่วยเหลือของคณะทำงานด้านการประมวลผลภาพ (นำโดย Dani DellaGiustina) เราลงทะเบียนภาพกับแบบจำลองรูปร่างของ Bennu อย่างถูกต้อง และวัดขนาดของหลุมอุกกาบาตและก้อนหินที่เป็นโฮสต์ เราลงเอยด้วยการวัดหลุมอุกกาบาตมากกว่า 600 หลุมบนก้อนหิน เมื่อพิจารณาจากขนาดของหลุมอุกกาบาตที่สัมพันธ์กับก้อนหินที่เป็นที่อยู่อาศัย เราจึงคิดวิธีการประเมินความแรงของแรงกระแทกของก้อนหิน ซึ่งทำให้เรามีแนวคิดว่าหลุมอุกกาบาตขนาดใดที่สร้างหลุมอุกกาบาตเหล่านั้น เราค้นพบว่าสถิติการนับของหลุมอุกกาบาตเหล่านี้คล้ายกับวัตถุใกล้โลก (Brown et al. 2002) ดังนั้นเราจึงอนุมานได้ว่าหลุมอุกกาบาตบนก้อนหินเหล่านี้ต้องบันทึกเวลาของเบ็นนูในพื้นที่ใกล้โลก จากนั้น ด้วยจำนวนและขนาดของหลุมอุกกาบาตทั้งหมด เราสามารถวัดอายุที่โผล่พ้นก้อนหิน ซึ่งเราพบว่ามีอายุ 1.75 ล้านปี อายุนี้น้อยกว่าอายุที่คาดไว้ของพื้นผิว (Walsh et al. 2019) และเหตุการณ์การหยุดชะงักที่น่าจะสร้าง Bennu เองเมื่อกว่า 100 ล้านปีก่อนในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก (Bottke et al. 2015) ตัวอย่างที่ส่งคืนจะช่วยให้เราเห็นภาพที่ชัดเจนขึ้นเกี่ยวกับความถูกต้องของการวัดอายุการเปิดรับแสงใกล้โลกของพื้นผิวและความแข็งแรงของหิน Bennu หากได้รับการตรวจสอบแล้ว เราจะสามารถใช้เทคนิคที่เราพัฒนาที่นี่กับวัตถุดาวเคราะห์ไร้อากาศอื่นๆ ได้อย่างมั่นใจมากขึ้นในอนาคต

รอน บัลลูซ

นักวิทยาศาสตร์วิจัยหลังปริญญาเอก ห้องปฏิบัติการทางจันทรคติและดาวเคราะห์ มหาวิทยาลัยแอริโซนา


ดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดเหมือนกันหรือไม่?

ไม่มีทาง! เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยก่อตัวขึ้นในตำแหน่งต่างๆ กันในระยะห่างที่ต่างกันจากดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์น้อยสองดวงจึงไม่เหมือนกัน ความแตกต่างบางประการมีดังนี้

  • ดาวเคราะห์น้อยไม่ได้กลมเหมือนดาวเคราะห์ มีรูปร่างขรุขระและไม่สม่ำเสมอ
  • ดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายร้อยไมล์ แต่มีอีกหลายดวงที่เล็กเท่าก้อนกรวด
  • ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ประกอบด้วยหินประเภทต่างๆ แต่บางชนิดมีดินเหนียวหรือโลหะ เช่น นิกเกิลและเหล็ก

Mathilde, Gaspra และ Ida เป็นดาวเคราะห์น้อยสามดวงที่ได้รับการถ่ายภาพโดยยานอวกาศของ NASA ในภาพนี้ คุณจะเห็นว่าดาวเคราะห์น้อยมีรูปร่างและขนาดที่หลากหลาย เครดิตภาพ: NASA/JPL


เวสต้า: ดาวเคราะห์น้อยที่แตกต่าง

รูปที่ 3: ชิ้นส่วนของเวสต้า อุกกาบาตนี้ (หินที่ตกลงมาจากอวกาศ) ได้รับการระบุว่าเป็นชิ้นส่วนภูเขาไฟจากเปลือกโลกของดาวเคราะห์น้อยเวสต้า (เครดิต: การปรับเปลี่ยนงานโดย R. Kempton (บริการอุตุนิยมวิทยานิวอิงแลนด์))

เวสต้า เป็นหนึ่งในดาวเคราะห์น้อยที่น่าสนใจที่สุด มันโคจรรอบดวงอาทิตย์ด้วยกึ่งแกนเอก 2.4 AU ในส่วนด้านในของแถบดาวเคราะห์น้อย การสะท้อนแสงที่ค่อนข้างสูงเกือบ 30% ทำให้เป็นดาวเคราะห์น้อยที่สว่างที่สุด สว่างมากจนมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าหากคุณรู้ว่าจะมองไปทางไหน แต่การกล่าวอ้างชื่อเสียงที่แท้จริงก็คือพื้นผิวของมันถูกปกคลุมด้วยหินบะซอลต์ ซึ่งบ่งชี้ว่าเวสตาเป็นวัตถุที่แตกต่างซึ่งครั้งหนึ่งต้องมีการระเบิดของภูเขาไฟ แม้ว่าจะมีขนาดเล็ก (เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 500 กิโลเมตร)

อุกกาบาตจากพื้นผิวเวสต้า (รูปที่ 3) ซึ่งระบุโดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของพวกมันกับสเปกตรัมของเวสต้า ได้ตกลงบนพื้นโลกและพร้อมสำหรับการศึกษาโดยตรงในห้องปฏิบัติการ เราจึงรู้มากเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ อายุของลาวาที่ไหลมาจากอุกกาบาตเหล่านี้ถูกวัดที่ 4.4 ถึง 4.5 พันล้านปี ไม่นานหลังจากการก่อตัวของระบบสุริยะ ยุคนี้สอดคล้องกับสิ่งที่เราคาดไว้สำหรับภูเขาไฟบนเวสต้า ไม่ว่ากระบวนการใดๆ ที่ให้ความร้อนกับวัตถุขนาดเล็กเช่นนั้นอาจรุนแรงและมีอายุสั้น ในปี 2559 อุกกาบาตตกในตุรกีซึ่งสามารถระบุได้ด้วยการไหลของลาวาเฉพาะตามที่เปิดเผยโดยวงโคจร รุ่งอรุณ ยานอวกาศ


การเผชิญหน้าของดาวเคราะห์น้อยกับโลก

ดาวเคราะห์น้อยที่จัดอยู่ในหมวดหมู่ของวัตถุใกล้โลกมีวงโคจรที่นำพวกมันเข้ามาใกล้กับโลกของเรา และจุดกระทบที่น่าสังเกตจำนวนหนึ่งเกิดจากดาวเคราะห์น้อย หลุมอุกกาบาต Chicxulub ใต้คาบสมุทรYucatánในเม็กซิโกที่โด่งดังที่สุดเป็นผลมาจากผลกระทบของดาวเคราะห์น้อยที่อาจกำจัดไดโนเสาร์ออกไป ดาวเคราะห์น้อยอีกดวงที่รู้จักกันในชื่อ Tunguska ไม่กระทบโลก แต่ระเบิดเหนือแม่น้ำ Podkamennaya Tunguska เมื่อวันที่ 30 มิถุนายน พ.ศ. 2451 การระเบิดที่คล้ายกันทำให้เกิดข่าวพาดหัวในปี 2013 เมื่อดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่ชื่อเชเลียบินสค์ระเบิดในอากาศที่ทำให้ชาวรัสเซีย 1,500 คนต้องไปพบแพทย์


Rocky Past ของ Ryugu: หินประเภทต่างๆบน Ryugu ให้เบาะแสเกี่ยวกับประวัติศาสตร์อันวุ่นวายของดาวเคราะห์น้อย

นักวิจัยพบหลักฐานว่าดาวเคราะห์น้อย Ryugu เกิดจากการทำลายล้างของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่กว่าเมื่อหลายล้านปีก่อน ต้องขอบคุณยานอวกาศ Hayabusa2 ที่ทำให้ทีมนานาชาติสามารถศึกษาลักษณะพื้นผิวบางอย่างโดยละเอียดได้ ความหลากหลายของชนิดของหินที่กระจัดกระจายบน Ryugu บอกนักวิจัยเกี่ยวกับกระบวนการที่เกี่ยวข้องในการสร้าง การศึกษาดาวเคราะห์น้อยรวมถึง Ryugu แจ้งการศึกษาวิวัฒนาการของสิ่งมีชีวิตบนโลก

ดาวเคราะห์น้อย Ryugu อาจดูเหมือนก้อนหินแข็ง แต่แม่นยำกว่าที่จะเปรียบกับกองเศษหินที่โคจรอยู่ นักวิจัยเชื่อว่า Ryugu และดาวเคราะห์น้อยที่คล้ายคลึงกันอาจอยู่ได้ไม่นานเนื่องจากการหยุดชะงักและการชนกันของดาวเคราะห์น้อยดวงอื่น เนื่องจากความเปราะบางของหินก้อนนี้ที่เกาะกลุ่มหลวม คาดว่า Ryugu จะใช้รูปแบบปัจจุบันเมื่อประมาณ 10 ล้านถึง 20 ล้านปีก่อน ซึ่งฟังดูเหมือนมากเมื่อเทียบกับอายุขัยของมนุษย์ แต่ทำให้มันเป็นเพียงทารกเมื่อเทียบกับตัวระบบสุริยะที่ใหญ่กว่า

ศาสตราจารย์เซจิ สุงิตะ จากภาควิชาธรณีศาสตร์และดาวเคราะห์แห่งมหาวิทยาลัยโตเกียว กล่าวว่า "ริวงูมีขนาดเล็กเกินกว่าจะอยู่รอดได้ตลอดประวัติศาสตร์ระบบสุริยะ 4.6 พันล้านปี “วัตถุขนาด Ryugu จะถูกทำลายโดยดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นภายในเวลาหลายร้อยล้านปีโดยเฉลี่ย เราคิดว่า Ryugu ใช้ชีวิตส่วนใหญ่เป็นส่วนหนึ่งของพ่อแม่ที่ใหญ่และแข็งแกร่งกว่า ขึ้นอยู่กับข้อสังเกตของ Hayabusa2 ซึ่งแสดงให้เห็นว่า Ryugu หลวมและมีรูพรุนมาก วัตถุดังกล่าวน่าจะก่อตัวขึ้นจากการสะสมของเศษซากจากการชนกันอีกครั้ง”

Hayabusa2 จับภาพของหินประเภท S ที่สว่างผิดปกติซึ่งโดดเด่นจากวัสดุประเภท C ที่มืดกว่าซึ่งประกอบเป็น Ryugu จำนวนมาก เครดิต: © 2020 Tatsumi et al.

นอกจากจะให้ข้อมูลนักวิจัยเพื่อวัดความหนาแน่นของ Ryugu แล้ว Hayabusa2 ยังรวบรวมข้อมูลเกี่ยวกับคุณสมบัติทางสเปกตรัมของลักษณะพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยอีกด้วย โดยเฉพาะอย่างยิ่งในการศึกษานี้ ทีมงานกระตือรือร้นที่จะสำรวจความแตกต่างที่ลึกซึ้งระหว่างหินชนิดต่างๆ ที่ฝังหรือฝังอยู่ในพื้นผิว พวกเขาระบุว่ามีก้อนหินสว่างสองประเภทบน Ryugu และธรรมชาติของสิ่งเหล่านี้ทำให้ดาวเคราะห์น้อยก่อตัวขึ้นได้อย่างไร

Eri Tatsumi นักวิจัยด้านดุษฏีบัณฑิตกล่าวว่า "Ryugu ถือเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท C หรือคาร์บอนซึ่งหมายความว่าประกอบด้วยหินที่มีคาร์บอนและน้ำเป็นจำนวนมาก “ตามที่คาดไว้ หินพื้นผิวส่วนใหญ่เป็นหินประเภท C อย่างไรก็ตาม มีหินประเภท S หรือหินทรายจำนวนมากเช่นกัน สิ่งเหล่านี้อุดมไปด้วยซิลิเกต ขาดแร่ธาตุที่อุดมด้วยน้ำ และมักพบในระบบสุริยะชั้นใน มากกว่าภายนอก”

เนื่องจากการปรากฏตัวของหินประเภท S และ C บน Ryugu นักวิจัยจึงเชื่อว่าดาวเคราะห์น้อยกองเศษหินขนาดเล็กน่าจะเกิดจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยประเภท S ขนาดเล็กกับดาวเคราะห์น้อยประเภท C ที่ใหญ่กว่าของ Ryugu หากธรรมชาติของการชนนี้เป็นอีกทางหนึ่ง อัตราส่วนของวัสดุประเภท C ต่อ S ใน Ryugu ก็จะกลับกัน Hayabusa2 กำลังเดินทางกลับสู่โลกและคาดว่าจะส่งมอบสินค้าตัวอย่างในวันที่ 6 ธันวาคมของปีนี้ นักวิจัยต่างกระตือรือร้นที่จะศึกษาเนื้อหานี้เพื่อเพิ่มหลักฐานสำหรับสมมติฐานนี้ และเพื่ออธิบายสิ่งอื่นๆ มากมายเกี่ยวกับเพื่อนบ้านที่เป็นหินตัวน้อยของเรา

“เราใช้กล้องนำทางแบบออปติคัลบน Hayabusa2 เพื่อสังเกตพื้นผิวของ Ryugu ด้วยความยาวคลื่นที่แตกต่างกันของแสง และนี่คือวิธีที่เราค้นพบความแปรผันของหินประเภทต่างๆ ในบรรดาก้อนหินที่สว่างไสว ประเภท C และ S มีอัลเบโดหรือคุณสมบัติสะท้อนแสงที่แตกต่างกัน” ทัตสึมิกล่าว “แต่ฉันรอการวิเคราะห์ตัวอย่างที่ส่งคืนอย่างใจจดใจจ่อ เนื่องจากสิ่งนี้จะยืนยันทฤษฎีและปรับปรุงความถูกต้องของความรู้ของเราเกี่ยวกับริวงู สิ่งที่น่าสนใจอย่างยิ่งคือการรู้ว่า Ryugu แตกต่างจากอุกกาบาตบนโลกอย่างไร เพราะสิ่งนี้สามารถบอกเราถึงสิ่งใหม่เกี่ยวกับประวัติศาสตร์ของโลกและระบบสุริยะโดยรวม”

Ryugu ไม่ใช่นักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ใกล้โลกเพียงคนเดียวที่กำลังสำรวจด้วยโพรบอยู่ ทีมงานระหว่างประเทศอีกแห่งภายใต้ NASA กำลังศึกษาดาวเคราะห์น้อย Bennu กับยานอวกาศ OSIRIS-REx ที่โคจรรอบมัน Tatsumi ยังร่วมมือกับนักวิจัยในโครงการดังกล่าว และทีมงานได้แบ่งปันผลการวิจัยของพวกเขา

“ตอนที่ฉันยังเป็นเด็ก ฉันรู้สึกว่าดาวเคราะห์ดวงอื่นอยู่ไกลเกินเอื้อมเสมอ แต่ด้วยพลังของเครื่องมือบนยานอวกาศของเรา ภาพจึงคมชัดและชัดเจนมาก จนทำให้คุณรู้สึกเหมือนกับว่าแทบจะสัมผัสพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ได้” Tatsumi กล่าว “ตอนนี้ฉันกำลังศึกษาดาวเคราะห์น้อยด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดยักษ์ในหมู่เกาะคานารี และวันหนึ่ง ฉันหวังว่าจะได้สำรวจดาวหางน้ำแข็งและวัตถุทรานส์เนปจูน เช่น ดาวเคราะห์แคระ ด้วยวิธีนี้ ในไม่ช้าเราอาจเข้าใจอย่างถ่องแท้และซาบซึ้งว่าระบบสุริยะของเราเริ่มต้นอย่างไร”

ข้อมูลอ้างอิง: “ประวัติการชนกันของร่างกายพ่อแม่ของ Ryugu จากก้อนหินผิวสว่าง” โดย 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 and M. Yoshikawa, 21 กันยายน 2020, ดาราศาสตร์ธรรมชาติ.
DOI: 10.1038/s41550-020-1179-z


สารบัญ

หลักฐานชิ้นสำคัญของการเกิดหายนะทางจันทรคติมาจากยุคการแผ่รังสีของหินละลายกระแทกที่รวบรวมระหว่างภารกิจอะพอลโล เชื่อกันว่าการหลอมละลายเหล่านี้ส่วนใหญ่เกิดขึ้นระหว่างการชนกันของดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหางเป็นระยะทางหลายสิบกิโลเมตร ทำให้เกิดหลุมอุกกาบาตกระแทกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายร้อยกิโลเมตร พื้นที่ลงจอด Apollo 15, 16 และ 17 ได้รับเลือกเนื่องจากอยู่ใกล้กับแอ่ง Imbrium, Nectaris และ Serenitatis ตามลำดับ

การแบ่งกลุ่มอายุที่ชัดเจนของผลกระทบเหล่านี้จะละลายระหว่างประมาณ 3.8 ถึง 4.1 Ga นำไปสู่การสันนิษฐานว่าอายุบันทึกการทิ้งระเบิดที่รุนแรงของดวงจันทร์ [5] พวกเขาเรียกมันว่า "หายนะทางจันทรคติ" และเสนอว่ามันแสดงถึงการเพิ่มขึ้นอย่างมากของอัตราการทิ้งระเบิดของดวงจันทร์ที่ประมาณ 3.9 Ga. หากผลกระทบเหล่านี้เกิดจากการหลอมเหลวจากแอ่งทั้งสาม ไม่เพียงแต่ผลกระทบที่โดดเด่นทั้งสามนี้ แอ่งน้ำก่อตัวขึ้นในช่วงเวลาสั้น ๆ แต่แอ่งอื่น ๆ ก็เกิดขึ้นเช่นกันโดยอิงจากพื้นหิน ในขณะนั้นข้อสรุปถือเป็นข้อขัดแย้ง

เมื่อมีข้อมูลเพิ่มเติม โดยเฉพาะจากอุกกาบาตบนดวงจันทร์ ทฤษฎีนี้ถึงแม้จะยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ แต่ก็ได้รับความนิยม อุกกาบาตบนดวงจันทร์เชื่อกันว่าสุ่มตัวอย่างพื้นผิวดวงจันทร์ และอย่างน้อยก็บางส่วนน่าจะมาจากบริเวณที่ห่างไกลจากจุดลงจอดของอะพอลโล อุกกาบาตบนดวงจันทร์เฟลด์สปาติกจำนวนมากอาจมีต้นกำเนิดมาจากด้านไกลของดวงจันทร์ และผลกระทบที่หลอมละลายภายในสิ่งเหล่านี้เพิ่งจะล้าสมัยไปไม่นาน สอดคล้องกับสมมติฐานความหายนะ ไม่มีอายุใดที่พบว่ามีอายุมากกว่าประมาณ 3.9 กฮ. [6] อย่างไรก็ตาม ยุคต่างๆ ไม่ได้ "รวมกลุ่ม" ณ วันนี้ แต่มีช่วงระหว่าง 2.5 ถึง 3.9 ก. [7]

การพบอุกกาบาตฮาวาร์ไดต์ ยูคไรต์ และไดโอจีไนต์ (HED) และอุกกาบาต chondrite H ที่เกิดจากแถบดาวเคราะห์น้อยเผยให้เห็นอายุมากมายตั้งแต่ 3.4–4.1 Ga และจุดสูงสุดก่อนหน้าที่ 4.5 Ga ยุค 3.4–4.1 Ga ถูกตีความว่าเป็นตัวแทนของการเพิ่มขึ้นใน ความเร็วกระทบเป็นการจำลองด้วยคอมพิวเตอร์โดยใช้ไฮโดรโค้ด [8] เปิดเผยว่าปริมาตรของผลกระทบที่หลอมละลายเพิ่มขึ้น 100–1,000 เท่าเมื่อความเร็วกระแทกเพิ่มขึ้นจากค่าเฉลี่ยแถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันที่ 5 กม./วินาที เป็น 10 กม./วินาที ความเร็วในการกระแทกที่สูงกว่า 10 กม./วินาที ต้องการความเอียงสูงมากหรือความเยื้องศูนย์กลางขนาดใหญ่ของดาวเคราะห์น้อยบนวงโคจรที่ตัดผ่านดาวเคราะห์ วัตถุดังกล่าวหาได้ยากในแถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบัน แต่จำนวนประชากรจะเพิ่มขึ้นอย่างมากจากการกวาดล้างของเรโซแนนซ์เนื่องจากการอพยพของดาวเคราะห์ยักษ์ [9]

การศึกษาการกระจายขนาดปล่องภูเขาไฟบนที่ราบสูงชี้ให้เห็นว่าขีปนาวุธตระกูลเดียวกันพุ่งชนดาวพุธและดวงจันทร์ระหว่างการทิ้งระเบิดหนักช่วงปลาย [10] หากประวัติศาสตร์การสลายตัวของการทิ้งระเบิดหนักบนดาวพุธเป็นไปตามประวัติศาสตร์ของการทิ้งระเบิดอย่างหนักบนดวงจันทร์ด้วย แอ่งขนาดใหญ่ที่อายุน้อยที่สุดที่ค้นพบ Caloris นั้นเทียบได้กับอายุของแอ่งจันทรคติขนาดใหญ่ที่อายุน้อยที่สุด ได้แก่ Orientale และ Imbrium และ พื้นที่ราบทั้งหมดมีอายุมากกว่า 3 พันล้านปี (11)

ในขณะที่สมมติฐานความหายนะได้เกิดขึ้นเมื่อเร็ว ๆ นี้ [ เมื่อไหร่? ] ได้รับความนิยม โดยเฉพาะอย่างยิ่งในหมู่นักไดนามิกซึ่งระบุสาเหตุที่เป็นไปได้สำหรับปรากฏการณ์ดังกล่าว สมมติฐานความหายนะยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่และอยู่บนพื้นฐานของสมมติฐานที่ถกเถียงกัน 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]


ดูวิดีโอ: German Climbing Team training, Stuntwerk 2014 (กุมภาพันธ์ 2023).