42 kicsi aszteroida

Új felvételek kerültek napvilágra a Mars és Jupiter közötti kisbolygóövezet 42 legnagyobb aszteroidájáról – számol be a sciencealert.com. Egy csillagászokból álló nemzetközi csapat az ESO VLT (Very Large Telescope – Nagyon Nagy Távcső) nevű óriásteleszkópja segítségével vadonatúj képeket készített ezen égitestekről.

“Idáig csupán három nagy, fő kisbolygóövezet-beli égitestről voltak nagy felbontású képeink, a Ceresről, a Vestáról és a Lutetiáról, melyeket a NASA és ESA Dawn és Rosetta missziók tártak fel számunkra.” – mondta Pierre Vernazza csillagász – “Megfigyeléseink jóval több égitestről készítettek éles képeket, összesen 42-ről.”

A 42 kisbolygó (teljes felbontásban elérhető itt). Forrás: (ESO/M. Kornmesser/Vernazza et al./MISTRAL algorithm/ONERA/CNRS)

Ez az új felmérés egy sokkal átfogóbb munka, célja az egyes égitestek kollektív tulajdonságainak vizsgálata, az egyedi jellemzőik helyett. Ezekhez új, háromdimenziós adatokat is felhasználnak, melyek segítenek feltárni ezen égitestek valódi alakját, illetve tömegét. Általánosságban elmondható, hogy ezek a kisbolygók két morfológiai kategóriába sorolhatók: egyik a kerekebb, másik pedig a hosszúkás égitesteket foglalja magába. Utóbbira a kutyacsont-alakú Kleopatra kisbolygó a legjobb példa. Az új adatok azt is feltárták, hogy az aszteroida két holdja, az Alexhelios és Cleoselene a Kleopatráról kilökődött anyagból születtek.

Érdekes, hogy ezek a kategóriák nincsenek összefüggésben az átmérővel. A 940 kilométeres Ceres egy megközelítőleg gömb alakú égitest, akárcsak a 434 kilométeres, törpebolygó-jelölt Hygeia; míg az 520 kilométeres Vesta és a 274 kilométeres Sylvia már szabálytalanabb alakú. A 146 kilométeres Flora és a 144 kilométeres Adeona már szintén közelebb állnak a gömbhöz.

Az új háromdimenziós adatok határozottabb kereteket biztosítottak a tudósok számára az égitestek térfogatának kiszámításához. Ha az égitest térfogata és tömege is ismert, kiszámíthatóvá válik a sűrűsége és az összetétele. Földünk sűrűsége átlagosan 5,51 g/cm3. A legkisebb sűrűségű aszteroida sűrűsége 1,3 g/cm3 (mely minden bizonnyal egy porózus, szenes összetételű kisbolygó), míg a legsűrűbbeké, a Psyche és a Kalliope, 3,9 g/cm3 és 4,4 g/cm3 (mely kő-vas összetételt sugall).

Ezek a mérések (is) azt sugallják, hogy a kisbolygóövezet különböző összetételű, és így különböző eredetű égitestjei merőben más helyekről származnak, mint jelenlegi tartózkodási helyük. “A megfigyeléseink egy jelentős bizonyítékot nyújtanak a kisbolygók létrejöttük utáni migrációira.” – véli Josef Hanuš, a csehországi Károly Egyetem munkatársa.

A Vesta kisbolygó becsapódásos medencéinek és völgyeinek eredete és kora

Szerző: Rezes Dániel

A Georgiai Egyetem (University of Georgia) és a NASA Marshall Űrközpont (Marshall Space Flight Center) kutatóinak egy csoportja a (4) Vesta nevű kisbolygó nagy méretű völgyeit és becsapódással keletkezett medencéit vizsgálta. A kutatásban a tudósoknak sikerült meghatározni az említett képződmények relatív korát, így előremozdítva a Naprendszer második legnagyobb aszteroidájának teljesebb megértését.

A Dawn űrszonda 2011. július 24-én, ~5200 km magasságból készített képe a (4) Vesta kisbolygó felszínéről

A Vesta kisbolygót Heinrich Wilhelm Olbers német csillagász fedezte fel 1807. március 29-én. Az aszteroida nevét – az égitest pályájának kiszámolását elvégző – Carl Friedrich Gauss német matematikustól kapta, aki a szív és háztartás római istennője után nevezte el azt. A Vesta a Mars és a Jupiter pályája között található fő kisbolygóöv tömegének ~9%-át teszi ki, méretét csak az ugyanebben az övben található Ceres törpebolygó múlja felül. A kisbolygó ellipszoid alakú, méretei 578×560×458 km. A hatalmas aszteroida a többi ismert aszteroidától eltérően a Földhöz hasonlóan egy differenciált égitest, anyaga elkülönült magra, köpenyre és kéregre. A kisbolygót részleteiben a NASA Dawn űrszondája vizsgálta 2011. július 16-tól 2012. szeptember 5-ig, mielőtt továbbhaladt a Ceres irányába.

A Naprendszer kőzetekből álló égitestjei közül a Vesta kisbolygónak van az egyik legszélesebb felszíni fényességtartománya. A világos árnyalatú anyagok az aszteroida saját kőzetei lehetnek, míg a sötét árnyalatú anyagokról azt gondolják, hogy más aszteroidák becsapódások során széttöredezett és leülepedett anyagai. Ez a feltételezés azon alapul, hogy a kisbolygót az utóbbi 3,5 milliárd évben a számítások alapján nagyjából 300 olyan aszteroida-becsapódása érhette, melynél az impaktor (becsapódó test) 1 és 10 km közötti átmérővel rendelkezett. A kutatók azt feltételezik, hogy a Vesta tömegének ~1 %-át veszthette el kevesebb mint 1 milliárd évvel ezelőtt egy hatalmas becsapódás során. Ez a becsapódás hozta létre az 500 km széles Rheasilvia krátert, illetve a kisbolygóövben keringő Vesta kisbolygócsalád tagjait is ez az esemény indíthatta útjukra. A becsapódások során kilökött Vesta eredetű kőzetek közül számos elérte a Föld felszínét is, a kisbolygóról származtathatóak a HED (howardit, eukrit, diogenit) csoport meteoritjai, melyek a távérzékeléses módszerek mellett lényeges információt hordoznak az aszteroida felépítéséről és geokémiai jellegzetességeiről.

A Millbillillie nevű eukrit meteorit folyásnyomokkal tarkított olvadási kérges példánya
Forrás: Wikipedia – H. Raab; CC BY-SA 3.0

Az égitesten a kráterek mellett az egyenlítői régióban kiterjedt völgyrendszert találunk, melyek közül a legnagyobb – a Divalia Fossa – grandiózusabb, mint a Grand Canyon. Nagy kérdés ezekkel a völgyekkel kapcsolatban, hogy milyen folyamat idézte elő kialakulásukat. A két fő völgy koncentrikusan fut a két legnagyobb becsapódás során keletkezett kráterrel, a Rheasilvia és a Veneneia medencékkel. A tudomány jelenlegi állása szerint a becsapódásos medencék és a velük párosítható völgyek a becsapódások hatására egy időben keletkeztek, azonban ezt a hipotézist még senki sem bizonyította ezelőtt.

Az újonnan megjelent tanulmány szerzői a kráterszámlálásos technikát alkalmazták az említett felszínformák relatív (viszonylagos) korának meghatározásához. A módszer lényege, hogy egy adott területen található, különböző méretű kráterek száma megmutatja, hogy milyen hosszú ideje van kitéve a felszín azon része a becsapódások hatásainak. A kutatók az eredmények kiértékelése után arra a következtetésre jutottak, hogy a becsapódásos medencékben és völgyekben található, eltérő méretű kisebb kráterek száma hasonló kort és képződést feltételez. Fontos megemlíteni, hogy az adatok bizonytalansággal terheltek, így további vizsgálatok szükségesek a következtetések pontosításához.

A Dawn űrszonda 2011. augusztus 6-án készített közeli képe a (4) Vesta kisbolygó kráterekkel borított felszínéről

„A Vesta kisbolygó tanulmányozása segít megérteni a szomszédos kőzetbolygók nagyon korai napjait és azt, hogy saját bolygónk hogyan keletkezett.” – fogalmaz a tanulmány másodszerzője, Dr. Christian Klimczak.


Források:

[1] http://www.sci-news.com/space/asteroid-vestas-troughs-impact-basins-10020.html
[2] Cheng, H. C. J., Klimczak, C., & Fassett, C. I. (2021). Age relationships of large-scale troughs and impact basins on Vesta. Icarus, 366, 114512.
[3] https://solarsystem.nasa.gov/asteroids-comets-and-meteors/asteroids/4-vesta/in-depth/
[4] https://en.wikipedia.org/wiki/4_Vesta

Bolygós rövidhírek: néhány darabka Vesta a Bennu kisbolygón

Szerző: Kereszty Zsolt

A (4) Vesta kisbolygót a múltban egy hatalmas robbanás szinte teljesen szétvetette. Ez az ütközés a Vestának szerencsétlenség, de nekünk szerencse, ugyanis ez indította útjára a Vesta-i eredetűnek sejtett HED akondrit meteoritokat, melyek aztán kikötöttek a kutatók műszereiben vagy a gyűjtők dobozaiban… ?

A NASA OSIRIS-REx űrszondája által készített felvételek a (101955) Bennu kisbolygó felszínéről, melynek felszínén minden bizonnyal a Vestáról származó, piroxénben gazdag törmelékdarabok látszanak (NASA)

A hatalmas kataklizmikus ütközési (szaknyelven impakt) esemény jelentős anyagmennyiséget szórt szét a Vesta-ról a környezetében. Egyes darabjai akár más kisbolygók felszínén is kiköthettek.

A NASA OSIRIS-REx űrszondája egy új eredmény szerint észrevett az általa tanulmányozott (101955) Bennu kisbolygón néhány HED (azaz a Vestáról származó) anyagnak tűnő szikladarabot.

Forrás: NASA

A Vesta kisbolygó planetológiája

A (4) Vesta kisbolygó a Ceres után a második legnagyobb a kisbolygóövben, viszont ugyanakkor a legfényesebb. 1807-ben fedezte fel Heinrich Wilhelm Olbers, nevét a római mitológia istennőjéről kapta. Mérete 578×560×458 km, tömege mintegy 2,6*10^20 kg, tehát a kisbolygóöv anyagának 9%-t alkotja.

A Vesta kisbolygó planetológiailag tulajdonképpen törpebolygó, az ide való besorolását csak azért nem kapta meg, mert a déli sarkon egy hatalmas becsapódás lerobbantotta anyagának egy részét, és emiatt alakja nem gömbölyű. Ez a döntés talán változni fog, hiszen a törpebolygók definíciójának része a gömb alak, de ez természetesen az objektum kialakulására és fejlődésére kell, hogy utaljon, nem pedig későbbi sorsára. Jelenlegi elnevezése proto-planéta.

A (4) Vesta kisbolygó alakja, kiegészítve egy gömbre. Forrás: Solar System Exploration, NASA, https://solarsystem.nasa.gov/resources/1738/full-view-of-vesta/ alapján a szerző grafikája.

Az előzőleg említett hatalmas becsapódás hozta létre a Rheasilvia nevű krátert, melynek átmérője Vesta átmérőjének mintegy 90 százaléka. Kráterünk részben egy korábbi becsapódás krátere, a Veneneia helyén jött létre. A Rheasilvia kráter központi csúcsa 22 km magasra emelkedik környezete fölé, ezzel Naprendszerünk legmagasabb csúcsa, leelőzve kissé még a marsi Olympus Mons-ot is. A robbanás számos rétegen áthatolva, egészen a köpeny olivin-övezetéig tárta fel a kisbolygó rétegeit. A becsapódás több, globális következménnyel járt – így jött létre például a Vesta egyenlítői régiójában lévő érdekes koncentrikus alakzat, a kb. 22 km széles és 465 km hosszú Divalia Fossa.

Rheasilvia kráter magassági modellje. Forrás: NASA’s Jet Propulsion Laboratory, https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA15667

Divalia Fossa (baloldalon, Vesta déli pólusa a jobb oldalon.) Forrás: Universe Today, https://www.universetoday.com/97628/vestas-deep-grooves-could-be-stretch-marks-from-impact/

A becsapódás Vesta anyagának egy részét lerobbantotta a kisbolygóról, és ez a törmelék – Vesta anyagának mintegy egy százaléka, Nap körüli pályára állva új kisbolygó-családot hozott létre, a Vesta-családot. A mintegy 15.000 kisebb aszteroidából álló család tagjai egyrészt a fényes, V-típusú Vesztoidok, melyek közül a legnagyobb 7,5 kilométer átmérőjű, valamint a J-típusú kisbolygók, melyek a mélyebb diogenites rétegekből származnak. Nagyrészüknek vagy hasonló pályája van, mint a Vestának, vagy hasonló excentricitása és inklinációja, de pályájának fél nagytengelye 2,18 csillagászati egység.

A Vesztoidoknak két populációja van, egy kétmilliárd éves család, mely a Veneneia kráter születéséhez, és egy közel milliárd éves csoport, mely a Rheasilvia kráterhez köthető. Az a törmelék, ami 3:1 Jupiter-rezonanciába került, elhagyván a Kirkwood-rést, Földünket keresztező pályára állt. Az úgynevezett HED meteoritok eme Vesta kisbolygóból kiszakadt parányi aszteroidák további ütközéseiből származnak, az őket ért kozmikus sugárzás szerint 6 millió és 73 millió év közötti időt tölthettek az űrben, mielőtt Földünkre érkeztek. Maga a HED rövidítés a howardit az eukrit és a diogenit akondritok neveinek rövidítése – három fajta kőzet, mely a Vesta kisbolygóról származik.

A Vesta kisbolygó differenciált aszteroida, tehát a kondritos törmelékből összeálló égitest bizonyos tömeget elérve, a jelenlevő alumínium 26-os izotópjának radioaktív lebomlása miatt felmelegedett, és átolvadt. Ez nagyjából négy-öt millió év után közvetkezett be. Elkülönült a kéreg, a köpeny és a fémes mag. Ezek után az olvadt köpeny anyaga kristályosodni kezdett, majd megjelent a kéreg is. Vulkáni tevékenység is elkezdődött, bazaltos lávát produkálva.

A Vesta belső szerkezete. Forrás: Phys.org, https://phys.org/news/2014-07-asteroid-vesta-reshape-theories-planet.html alapján a szerző grafikája.

A Vesta felszínét regolit borítja, az a nagyon finom por, ami a légkör nélküli bolygókra, kisbolygókra jellemző, és amelyet a folyamatos becsapódások, hőmérsékleti változások nyomán fellépő aprózódás hoz létre. E regolitréteg alatt helyezkedik el a már kőzetesedett regolit, anyaga howardit és breccsás eukrit, majd a bazaltos rétegek, melynek anyaga eukrit.  A köpenyt elérve érkezünk el az eukrit-kumulát kőzetekhez, majd ez alatt a diogenitekhez.

A howarditok

A howarditok, ezek a regolit breccsák, főként eukritos, kisebb mértékben diogenites törmelékből állnak, valamint a becsapódó idegen testből származó törmelék kondritos, szenes kondritos darabjaiból és ezek olvadt részeiből. A howarditoknak természetesen nincs földi analógiájuk.

Howardit (NWA 4934). Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Az eukritok

Bazaltos akondritok kalcium-gazdag földpátból és piroxénből állnak. A kumulátos szövetű eukritok magmakamrában keletkeztek, mélyen a Vesta kérgében. Az eukritok földi analógiája a plagioklász-pigeonit-bazalt vagy diabáz.

Földi plagioklász-diabáz. Forrás: Sandatlas, https://www.sandatlas.org/diabase/

Eukrit (NWA 3147) Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

A diogenitek

Az ortopiroxén-diogenitek mélységi magmás kőzetek, tehát nagy mélységben, a kéreg alsó rétegeiben, lassan kristályosodtak ki, anyaguk főleg magnézium-gazdag ortopiroxén. Az olivin-diogenitek még mélyebbről, a köpeny közeléből származnak, anyaguk főleg olivin. Az ortopiroxén-diogenitek földi megfelelője az ortopiroxenit, az olivin-diogeniteké pedig a dunit. A híres marsi meteorit, az ALH84001, szintén ortopiroxenit.

Földi ortopiroxenit. Forrás: Western University, Canada https://instruct.uwo.ca/earth-sci/200a-001/200lab2.htm

Ortopiroxén-diogenit. (Tatahouine) Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Földi dunit, Forrás: James St. John Geology, http://www.jsjgeology.net/Dun-Mountain-dunite.htm

Olivin-diogenit (NWA 2286) Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Szerző: Balogh Gábor

 

Források:

Asteroid Vesta to reshape theories of planet formation:
https://phys.org/news/2014-07-asteroid-vesta-reshape-theories-planet.html

Binzel, R. P.; Xu, S. (1993). “Chips off of asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites”.
http://science.sciencemag.org/content/260/5105/186

Bus, Schelte J.; and Binzel, Richard P.; Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey
https://web.archive.org/web/20060105211946/http://smass.mit.edu/Bus.Taxonomy

Drake, Michael J. (2001). “The eucrite/Vesta story”. Meteoritics and Planetary Science.
https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x

Consolmagno, Drake: Composition and evolution of the eucrite parent body: evidence from rare earth elements,
https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0016703777900722

Eugster, O.; Michel, Th. (1995). “Common asteroid break-up events of eucrites, diogenites, and howardites, and cosmic-ray production rates for noble gases in achondrites”.
https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001670379400327I?via%3Dihub

Jaumann, R.; et al. (2012). “Vesta’s Shape and Morphology”
http://science.sciencemag.org/content/336/6082/687

Konrad Probsthain: Size and Shape of a Celestial Body-Definition of a Planet, https://www.researchgate.net/publication/326624298_Size_and_Shape_of_a_Celestial_Body-Definition_of_a_Planet

MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Meteorite Classification, http://www.meteorite.fr/en/classification/HED-group.htm

NASA’s Jet Propulsion Laboratory,
https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA15667

Russell, C. T.; et al. (2012). “Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm”
https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/22582253

Solar System Exploration, NASA,
https://solarsystem.nasa.gov/resources/1738/full-view-of-vesta/

Takeda, H. (1997). “Mineralogical records of early planetary processes on the HED parent body with reference to Vesta”.
https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1945-5100.1997.tb01574.x

Universe Today,
https://www.universetoday.com/97628/vestas-deep-grooves-could-be-stretch-marks-from-impact/