Презентация на тему "Астероїди і метеорити"

Содержание

• 
  Слайд 1

  Астероїди і метеорити

• 
  Слайд 2
  

  Астеро́їд або мала́плане́та — невелике небесне тіло діаметром від 50 м до 544 км, що складається зі скельних порід або заліза та нікелю.

• 
  Слайд 3
  

  Орбіти більшості астероїдів знаходяться між орбітами Марса і Юпітера (так званий головний пояс астероїдів), вважають, що вони залишилися після формування Сонячної системи. Загальна кількість — більше 575 тис., але загальна їх маса становить лише кілька відсотків маси Землі. Найвідоміші астероїди: Паллада, Юнона, Веста, Ероc, Амур, Гідальго, Ікар. Термін «астероїд» (зіркоподібний) було введено Вільямом Гершелем, оскільки перші виявлені астероїди виглядали на небі як зірки (або точки), на відміну від планет, які під час спостереження у телескоп виглядають дисками. Водночас, астероїди, на відміну від зір, рухалися. Точне визначення терміну «астероїд» досі не встановлено. Термін «мала планета» (або «планетоїд») не підходить для визначення астероїдів, оскільки вказує на постійне розташування об'єкта в Сонячній системі, а в нашій системі є й астероїди-гості. Розмір є одним із основних параметрів, за якими класифікують астероїди. Чинна класифікація визначає астероїдами об'єкти з діаметром понад 50 м, відрізняючи їх від метеорів, які теж подібні до уламків скелі, але менші за розміром. Класифікація спирається на міркування, що у результаті входу до атмосфери Землі астероїди можуть уціліти і досягти її поверхні, у той час, як метеори, здебільшого, згорають ватмосфері повністю. Від комет астероїди відрізняються тим, що не мають характерного кометного хвоста. Астероїд можна визначити як об'єкт Сонячної системи, що складається з твердих матеріалів (не з льоду), який за розмірами більший від метеора.

• 
  Слайд 4
  

  Зазвичай тільки Весту можна бачити з Землі неозброєним оком, але тільки на дуже темному небі і лише за сприятливого розташування для спостереження. Щоправда іноді окремі астероїди можуть наближатися до Землі — тоді їх також можна спостерігати неозброєним оком.

• 
  Слайд 5
  

  Спектральна класифікація 1975 року було розроблено таксономічну систему для астероїдів. Вона базується на кольорі, альбедо та спектрах астероїдів. Ці властивості пов'язані зі складом поверхні астероїдів. Початково виділяли три класи: астероїди C-типу — темні, багаті на вуглець, вони складають 75% усіх відомих астероїдів; астероїди S-типу — кам'янисті, багаті на кремній, складають 17% всіх астероїдів; до астероїдів U-типу належать усі інші, що не потрапляють до перших двох категорій. Почасткова класифікація надалі вдосконалювалася, виділялися нові типи. Наразі дві найпопулярніші таксономічні системи: система Толена та система SMASS. У обох системах виділяють астероїди типу C, S та X. Х-тип складається переважно з металевих астероїдів, таких як астероїди M-типу. Крім того розрізняють ще кілька дрібніших класів.

• 
  Слайд 6
  

  Теоретично небезпечний астероїд2004 FH під час зближення у березні2004 року на фоні зоряного неба. Швидкий об'єкт внизу знімка —штучний супутник Землі. Обертання астероїда  951 Гаспра.

• 
  Слайд 7
  

  Перші детальні фотографії схожих на астероїди об'єктів були отримані 1971 року Марінером 9. Марінер зробив фото двох супутників Марса— Фобоса та Деймоса, які імовірно є астероїдами, захопленими полем тяжіння планети. На зображеннях видно нерівну, схожу на картоплину, форму, властиву більшості астероїдів. Першим справжнім астероїдом, сфотографованим 1991 року зблизька, став 951 Гаспра. Фотографії було зроблено космічним апаратомГалілео, який на той час пролітав поряд із астероїдом на шляху до Юпітера. Галілео сфотографував також 243 Іду зі супутником Дактилем. Першим космічним апаратом, що полетів спеціально на зустріч із астероїдом був NEAR Shoemaker. Він сфотографував 253 Матільду 1997року, потім вийшов на орбіту навколо астероїда 433 Ерос і 2001 року опустився на його поверхню. У вересні 2005 року японський космічний апарат Хаябуса розпочав вивчення астероїда 25143 Ітокава. 13 Червня 2010 року він зумів повернути деякі зразки астероїда на Землю, спіймані на спеціальний гель. У вересні 2007 року НАСА запустило апарат Вранішня зоря, який обігне карликову планету Цереру та астероїд Весту в 2011-2015 роках. Можливо, мандрівка продовжиться до астероїда Паллада.

• 
  Слайд 8
  

  Астероїди = маленькі планети, що крутяться довкола Сонця. Пояс астероїдів, 2.2 – 3.2 а.е. від Сонця, Орбітальний період 3 – 7 земних років. Троянці – на орбіті Юпітера 60о дуги впереді і позаді, орбітальний період 12 років. Околоземныеастероиды – приближаются к орбите Земли или пересекают ее, опасны, т.к. возможны их столкновения с Землей. Большинство астероидов находятся в поясе астероидов.

• 
  Слайд 9
  

  Астероиды, продолжение. Количество известных астероидов: Конец ХХ века ~20,000 На 31/12.2007 программа LINEAR США 226193 новых из них - околоземных 2019 Общая масса астероидов ~ 5% М Луны Самыебольшие: Церера D = 950 км, альбедо 5 % Веста 550 км 23 % Паллада 538 км 8 % Гигея 450 км 4 % Количество астероидов крупнее 100 км = 237 Главные спектральные типы и предполаг. метеориты-аналоги: Тип E Альбедо >23 % Энстатитовый хондрит S 7-23 % Обыкновенный хондрит M 7-20 % Железный, Железо-кам. V 38 % Эвкрит/ базальт C 2-7 % Углистый хондрит

• 
  Слайд 10
  

  Астероид Гаспра, тип S 9 х 11 х 18 км Форма тела: угловатая, «обломочная». Слабые различия по цвету Формы рельефа: кратеры - ударные, борозды - трещины в теле астероида. Полуось орбиты 2.2 а.е. Афелий 2.6 а.е. Перигелий 1.8 а.е. Плотность 2.7 г/см3 (оценка) G = 2 мм/с2 V убегания = 6м/с Период вращения 4.63 ч Возраст поверхности по кратерам = 20 - 300 млн. лет. Время коллизионного разрушения на 2.2 а.е. = 200 млн – 1 млрд лет. Veverka et al., 1994 Снимок Galileo

• 
  Слайд 11
  

  Астероид Ида, тип S 15 х 24 х 54 км Форма тела: угловатая, «обломочная». Слабые различия по цвету Формы рельефа: кратеры - ударные. Полуось орбиты 2.9 а.е. Афелий 3 а.е. Перигелий 2.7 а.е. Плотность 2.6 г/см3 G = 11 мм/с2 V убегания = 19м/с Период вращения = 7ч Возраст поверхности по кратерам > 1 млрд. лет. Спутник Иды Дактиль 1.2х1.4х1.6 км Снимки Galileo

• 
  Слайд 12
  

  Форма тела: угловатая. Формы рельефа: Кратерыударные Очень много крупных кратеров. Почему не разрушен этими большими ударами? Полуось орбиты 2.65 а.е. Афелий 3.35а.е. Перигелий 1.9а.е. Плотность 1.3 г/см3 => высокая пористость (~50%) G = 2.5мм/с2 V убегания = 16м/с Период вращения 17.4 дней Возраст поверхности по кратерам ~ 4 млрд. лет. Время коллизионного разрушения Матильды ~ 4млрд лет.Википедия Астероид Матильда, тип С 46 х 48 х 66 км Снимки NEAR

• 
  Слайд 13
  

  Пористость вещества Матильды это, видимо, микропористость, а не случай «груды щебня». В случае груды щебня края кратеров не были бы такими непрерывными, а форма кратеров не была бы столь близка к идеальной. Weisman, 1986

• 
  Слайд 14
  

  Астероид Эрос, тип S 13 х 13 х 33 км Форма тела: неправильная, сглаженная Слабые различия по цвету Формы рельефа: кратеры - ударные, борозды - трещины в теле астероида, гряда неясного происхождения. Полуось орбиты 1.46 а.е. Афелий 1.78а.е. Перигелий 1.13а.е. Плотность 2.4 г/см3 G = 6мм/с2 V убегания = 10м/с Период вращения 5.27 ч Richardson et al., 2004 Возраст поверхности по кратерам = 400 +/- 200 млн. лет. Снимки NEAR

• 
  Слайд 15
  

  Формы рельефа на Эросе. Виден реголит. NEAR-Shoemaker images Cheng, Asteroids III, 2003, 351-366 Топография относительно центра масс «Лужа» тонкого материала в низине Гамма спектры Эроса: состав обыкновенный хондрит, но с дефицитом серы Астероид Эрос Снимки NEAR

• 
  Слайд 16
  

  Астероид Таутатис 1.9 х 2.4 х 4.6 км Ostro et al., 1999 Радарние изображения и модели формы тела Недавно пролетел около Земли на расстоянии 0.01 а.е. (4 расстояния до Луны)

• 
  Слайд 17
  

  Околоземной астероид Itakawa, 550 х 300 х 200 м, Миссия Hayabusa, Япония Release 051101-1 ISAS/JAXA По форме напоминает морскую выдру - калана Состоит из двух больших блоков ? - вариант груды щебня Тонкий материал в гравитационных низинах Почти не видно кратеров – почему? Везет на Землю образцы?

• 
  Слайд 18
  

  Астероид Веста 458 x 560 x 578 км Снимок HST Карликовая планета Церера D пол. = 910 км D экв. = 974 км Снимок HST Полуось орбиты 2.36 а.е. Плотность 3.4 г/см3 G = 22см/с2 V убегания = 350м/с Период вращения 5.33 ч Альбедо 0.42 Спектральный тип V Источник ахондритов? Полуось орбиты 2.77 а.е. Плотность 2.1 г/см3 G = 27см/с2 V убегания = 510м/с Период вращения 9 ч Альбедо 0.09 Спектральный тип С Источник угл. хондритов Переход к планетам

• 
  Слайд 19
  

  Миссия Dawn = Рассвет Прилет к Весте Август 2011 г. Отлет – Май 2012 Прилет к Церере Февраль 2015 г. Гамма и нейтронный спектрометр Картирующий спектрометр – видимый и ИК Кадровая ТВ камера 27 сентября 2007 г. Июль 2015 г. Ксеноновый ионный двигатель

• 
  Слайд 20
  

  Метеориты – Камни падающие с неба Обыкновенный хондрит Караколь. Видна кора плавления и следы абляции. Во время пролета через атмосферу поверхность метеорита плавится и расплав сдувается - «абляция». Полет в атмосфере кратковременный, поэтому внутренняя часть метеорита не нагревается Во время пролета через атмосферу горячая поверхность метеорита ипродукты испарения светятся - болид. Фотографируя болид, можно рассчитать траекторию метеорита до его входа в атмосферу. => Метеориты приходят из пояса астероидов Метеоритная коллекция РАН

• 
  Слайд 21
  

  Фрагмент железного метеорита Canyon Diablo, удар которого образовал кратер Meteor. Метеоритная коллекция РАН Железный метеорит Needles.Видна «видманштеттунова» структура - свидетельство очень медленного охлаждения в недрах относительно большого тела. Метеоритная коллекция РАН Кратер Meteor (D = 1.2 km), Аризона. Железные метеориты – обломки астероидов типа M, а они есть обломки железных ядер больших астероидов. Шахта Музей

• 
  Слайд 22
  

  Железо-каменные метеориты Marjalahti, Россия Палласово железо, Россия Olivine Тоже фрагменты ядер больших астероидов Метеоритная коллекция РАН

• 
  Слайд 23
  

  Каменные метеориты: Обыкновенные хондриты Хондриты – обыкновенные и углистые, - образованы в прото- планетном облаке ~4.5 млрд лет назад. По составу близки к ультраосновным породам Земли и Солнцу (нелетучей части).

• 
  Слайд 24
  

  Углистый хондрит Ефремовка.Видны хондры – затвердевшие капли расплава, образовавшиеся в протопланетном облаке. Метеоритная коллекция РАН

• 
  Слайд 25
  

  Мигеи CM Allende CV3 Каменные метеориты: Углистые хондриты Метеоритная коллекция РАН

• 
  Слайд 26
  

  Ахондрит – Эвкрит Червоный Кут – кусочек базальта с астероида, возможно с Весты. Ахондриты – магматические породы с астероидов: Ультраосновные, базальты. Age ~ 4.5 b.y. Почему некоторые астероиды расплавились? Радиоактивный Al 26? Столкновения? Метеоритная коллекция РАН

• 
  Слайд 27
  

  Каменные метеориты: Ахондриты Эвкрит

• 
  Слайд 28
  

  Каменные метеориты: Ахондриты- SNC метеориты Возраст 0.2 до 4.5 млрд. лет Аномальная изотопия кислорода Захваченные газы марсианской атмосферы => Породы с Марса Shergotty - Шерготтит Антарктический шерготтит Марсианские базальты

• 
  Слайд 29
  

  Каменные метеориты: Ахондриты SNC метеориты – Породы с Марса Nakhla – пироксеновый (авгит) кумулат Chassigni – оливиновый кумулат

• 
  Слайд 30
  

  Каменные метеориты: Ахондриты Лунные метеориты – Породы с Луны Dhofar-302 Лунный метеорит, Dhofar-029 Лунный метеорит, Переплавленный анортозит

• 
  Слайд 31
  

  Коллекции метеоритов – как составляются Наблюдаемые падения Метеорит Стерлитамак, падение, 17 мая 1990 г. Фото М.И. Петаева

• 
  Слайд 32
  

  Борис Никифоров, заявитель, 1979 г. Метеорит Царев, Волгоградская область Находка, обыкновенный хондрит

• 
  Слайд 33
  

  Антарктические метеориты http://www-curator.jsc.nasa.gov

• 
  Слайд 34
  

  Сбор метеоритов в пустынях Метеорит Dhofar 943, обыкновенный хондрит, Оман http://geo.web.ru/db/meteorites/