Бесплатный автореферат и диссертация по геологии на тему

Оптическая спектроскопия метеоритных и земных аналогов вещества астероидов классов S, C, P, D

ВАК РФ 04.00.02, Геохимия

Автореферат диссертации по теме "Оптическая спектроскопия метеоритных и земных аналогов вещества астероидов классов S, C, P, D"

г в он

4 Шр

На правах рукописи

МОРОЗ Любовь Васильевна

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ МЕТЕОРИТНЫХ И ЗЕМНЫХ АНАЛОГОВ ВЕЩЕСТВА АСТЕРОИДОВ КЛАССОВ Я, С, Р, О

Специальность 04.00. 02 - геохимия

АВ ГОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата геолого-минералогических наук

Москва 1996

Работа выполнена в Институте геохимии и аналитической химии им. Вернадского РАН

доктор геолого-минсралогических наук

A.Т. Базилевский

доктор геолого-минералогических наук

B.И. Фельдман

доктор геолого-минсралогических наук В.П. Волков

Астрономическая Обсерватория Харьковского Государственного Университета

-И

Защита состоится "ЦО" 1 и&рТа 1996 года в "10 часов на заседании . диссертационного совета по геохимии Д 002.59.02 при Институте геохимии и аналитической химии им. Вернадского РАН но адресу: 117975, ГСП-1, Москва, В-334, ул. Косыгина, 19.

С диссертацией можно ознакомиться библиотеке ГЕОХИ РАН.

Автореферат разослан *| 9 " ^ ¿¿^'^йл 1996 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат геолого-минсралогических наук

Научный руководитель:

Официальные оппоненты:

Ведущая организация:

Жидикова

ВВЕДЕНИЕ

Актуальность работы: В настоящее время почти единственный источник информации о веществе астероидов - оптические свойства их поверхности в видимом и ближнем ЙК диапазонах спектра. Метеориты, большинство из которых является осколками астероидов, изучены достаточно хорошо, но неизвестно, где именно б поясе астероидов, на кахом расстоянии от Солнца, данный конкретный метеорит образовался. Единственная возможность связать конкретные группы метеоритов с конкретными классами астероидов - сравнение оптических свойств астероидов с теми же параметрами метеоритов, земных минералов и их смесей. Несмотря на большой прогресс в этой области за последние годы, остается множество нерешенных проблем.

1) Известно, что среди падающих на Землю метеорите« резко преобладают обыкновенные хондриты. Во внутренней близкой к Земле части пояса астероидов преобладают объекты класса Но несмотря на некоторое сходство между спектрами отражения Я-астероидов и обыкновенных хондритов, спектральные различия между ними настолько велики, что в настоящее время большинство исследователей отрицают связь между этими объектами и остается неясным, откуда же поступают обыкновенные хондриты. Этот вопрос остается открытым уже более 20 лет. Попытки объяснить спектральные различия между Б-астероидами и обыкновенными хондритами воздействием процессов космического выветривания, изменяющих оптические свойства поверхности астероидов, до сих пор не удавались. (Процессы космического выветривання безатмосферных тел включают переработку поверхности метеоритными ударами, а также солнечным ветром н космическим излучением. В результате на поверхности образуется рыхлый чехол переработанного эблбмочного материала - реголита). Однако ранее ке изучалось влияние на эптнческие свойства такого фактора космического выветривания, кяк эыстрое плавление и закалка хондритового вещества в реголите при чикрометеори гной бомбардировке.

2) Для темных астероидов класса С характерны различные шектральные вариации, в частности, вариации наклона спектральных

кривых. Традиционные спектральные аналоги С-астероидов - углистые хондриты. Однако спектральные особенности самих углистых хондритов изучены недостаточно хорошо. Например, неизвестно, чем объясняется положительный наклон ("покраснение") спектральных кривых порошков углистых хондритов СМ2. Предполагалось, что это может быть вызвано либо наличием органического вещества в матрице этих метеоритов, либо спектральным вкладом оливина, но никаких исследований по этому вопросу ранее не проводилось.

3) В течение последнего десятилетия получено множество спектральных данных, указывающих на то, что на поверхности многих темных малых тел Солнечной системы (астероидов, комет) присутствует органическое вещество. Состав его неизвестен. Для понимания химической природы этого органического вещества необходим набор спектров хорошо изученных органических веществ для сравнения. До сих пор материалы для сравнения подбирались случайным образом, хотя очевидно, что для этого нужен эталонный ряд веществ широкого диапазона составов с систематически меняющимися свойствами.

Задачи работы. Основная задача работы - спектроскопическое изучение изучение метеоритных и земных аналогов вещества астероидов с целью интерпретации спектров отражения поверхности этих тел. Конкретные задачи состояли в изучении возможного влияния микрометеоритной бомбардировки на оптцческие свойства поверхности астс)ЮИДоп; изучении природы спектрального покраснения углистых хондритов группы СМ2 в ближнем ИК диапазоне; спектроскопическом изучении специально подобранной коллекции твердых битумов как возможных аналогов внеземного органического вещества с целью интерпретации спектральных особенностей темных астероидов, содержащих органические компоненты.

Научная новизна_работы: 1) Впервые экспериментально

продемонстрировано значительное влияние импульсного плавления и повторной кристаллизации мафических материалов - возможных аналогов вещества З-аетероидов - на их оптические характеристики. Показано,' что в результате импульсного плавления и повторной кристаллизации -неизбежных эффектов метеоритной бомбардировки - спектры отражения обыкновенных хондритов по многим параметрам приближаются к спектрам поверхности 8-нстсроидов. Это может быть решением проблемы родительских тел обыкновенных .хондритов. 2) Показано, что

спектральное покраснение порошков углистых хондритов |руипы СМ2 в Влижнен ИК области спектра связано с присутствием оливина, слагающего хондры и агрегаты. Впервые получены спектральные характеристики матрицы этих метеоритов. 3) Представлена эталонная серия спектров земного органического вещества широкого диапазона составов е широком спектральном диапазоне (0.3-25 мкм). На этой основе предложено объяснение постепенного изменения наклона спектральных кривых темных астероидов с удалением от Солнца изменением состава органического вещества.

Практическое значение работы: Полученный экспериментальный материал даст основу для минера погичеекой интерпретации наземных и космических наблюдений астероидов и других безагмосферных малых тел Солнечной системы (комет, некоторых спутников планет). Полученные результаты важны для планирования и подготовки будущих космических экспериментов. Спектры отражения образцов нашей эталонной коллекции твердых битумов уже используются различными исследователями для сравнения со спектрами внеземных объектов, ншример, со спектрами низкоальбедного объекта 5145 Фол (Др. Д.Крукшенк с соавторами), с ИК-спектрами межзвездной среды (Др. И. Пенцлтон), для моделирования спектров спутника Марса - Фобоса (канд физ.-маг н. Л.В. Старухина). Предполагается также использовать эту коллекцию при подготовке эксперимента по оптической спектроскопии ядра кометы космическим аппаратом "Розетта" Европейского Космического Агенства.

Защищаемые положения:

1. Импульсное плавление и повторная кристаллизация вещества могут оказывать значительное влияние на оптические свойство реголита астероидов

а) Импульсное лазерное воздействие, как модель ударного плавления, вызывает потемнение мафических материалов, снижение спектрального контраста, заметный рост наклона спектральной кривой, смещение некоторых полос поглощения ц спекгрс и изменение их относительной интенсивности.

б) Быстрое остывание и повторная кристаллизация оливнн-пироксенсодержащих расплавов приводят к частичному или полному исчезновению полос поглощения пироксенов. В результате при неизменности валовою состава растет рассчитанное по спектральным параметрам отношение олнвин/пироксен. Поэтому р&е«итанные по

спектрам астероидов отношення оливин/пироксен, возможно, отражают процесс космического выветривания, а не первичные отношения.

в) Если при ударных событиях на 8-астероидах образуются ударные расплавы, то именно этот процесс может отвечать за спектральные различия между З-астероидамн и обыкновенными хондритами. Родительские тела обыкновенных хондритов могут находиться среди покрытых реголитом 8-астероидов главного пояса.

2) Спектральное "покраснение'в ближней ИК области, характерное для порошков углистых хондритов группы СМ2, связано с присутствием оливина в хондрах и агрегатах. Этим же определяется и рост степени покраснения с уменьшением размеров частиц порошка. Измеренные впервые спектры матрицы этих метеоритов имеют отрицательный наклон континуума и не зависят от размеров частиц порошка.

3) В представленной эталонной серии природных твердых битумов (от асфальтитов до актраксолитов) спектральные характеристики закономерно меняются. В частности, падает наклон спектральных кривы* в ближнем И К диапазоне, что связано с потерей алифатических У В упорядочиванием структуры и ростом ароматических кристаллитов Полученные результаты используются для интерпретации спектральные вариаций среди темных астероидов:

а) Постепенное снижение степени спектрального покраенгнш темных астероидов при переходе от класса И к классу С может бытг вызвано и уменьшением содержания органического вещества, и снижение отношения Н/С параллельно с падением доли алифатической фракции пс срапкенню с ароматической в э том веществе.

б) На поверхности удаленного от Солнца темного объекта 514! Фол в качестве компонента присутствует обогащенное алифатичсскимт углеводородами органическое вещество, похожее на асфальтит наи^ эталонной коллекции.

Апробация работы: Основные результаты работы обсуждались * докладывались иа семинарах лаборатории сравнительной планетологии I метеоритики (Москва, ГЕОХИ РАН), на 12, 16, 18, 22 Российско-Американских рабочих встречах по планетологии (1990, 1992, 1993,1995 гг. Москва), на 3-м Всесоюзном совещании по геохимии углерода (1992 г Москва). Тезисы докладов представлены на XXII, XXIII, ХХ1\ Международные конференции по Луис и планетам (1941, 1992, 1993 гг. Хьюстон, США), на XVIII Генеральную Ассамблею Европейской

Геофизического Обществ (Висбаден, ФРГ, 1993), на 25 и 27 ежегодные Заседания Американского Астрономического Общества (Боулдер, США, 1993, Гавайи. США 1995 гг.), на ежегодное заседание Американского Геофизического Союза (Сан-Францнско, США, 1993 г.).

По результатам исследопаний опубликовано 16 работ. Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы; содержит 46 рисунков, 8 таблиц. Библиография включает 185 наименований.

Работа выполнена п Инстит уте геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН (Москни).

Автор выражает глубокую признательность слоему научному руководителю А.Т. Базилевскому за творческую поддержку и помощь в организации исследований. Вещество метеоритов для исследования было получено из коллекции КМЕТ РАН. Образцы твердых битумоз любезно предоставлены A.B. Корочанцепым, В.Ф. Пеньковым и P.E. Лобзсвой Автор выражает искреннюю благодарность С. Прэтту и К. Питере (Университет им. Брауна, США) и М.В. Ахмановой (ГЕОХИ РАН) за помощь в измерении спек ¡ром отражения и пропускания, A.B. Фисенко и Л.Ф. Семенову за проведение эксперимента по облучению образцов импульсным лазером, H.H. Коротаевой, H Г. Зиновьевой и A.A. Ульянову (МГУ) за электронно-зондовыг анализы и фотографирование образцов в отраженных электронах. Автор искренне благодарит Н.И. Заславскую за офомную помощь и творческую поддержку на начальных этапах работы, О.В. Николаеву за постоянное внимание, поддержку, консультации и плодотворные дискуссии на всех этапах работы. Автор выражает свою признательность A.B. Корочанцеву за помощь и консультации по геохимии органического . ьсщества.. а также другим сотрудникам лаборатории сравнительной планетологии и метеоритики за помошь с работе. Автор благодарит Ю.Г. Шкуратова, Л.В. Старухину (АО ХГУ), Др. Д. Круктенка (Центр Эймса HACA, США) за ценные консультации и плодотворные дискуссии

Глава 1. СОСТАВ ВЕЩЕСТВА АСТЕРОИДОВ ПО ДАННЫМ ДИСТАНЦИОННОГО ЗОНДИРОВАНИЯ ИХ ПОВЕРХНОСТИ (обзор

литературы).

Астероиды класса S и проблема источника поступления обыкновенных хондритов. S-астероииды представляются наиболее вероятными претендентами на роль, рель родительских тел обыкновенных хондритов в главном поясе астероидов. Несмотря на некоторое сходство между спектрами отражения S-астероидов и обыкновенных хондритов, спектральные различия между ними велики. Для S-астероидои характерны более низкое альбедо, более слабые полосы поглощения в спектре, более крутой положительный -еяектраяьный наклон спектральных кривых (покраснение), и, что самое важное, отношения содержаний оливина и пироксена, вычисленные по спектральным параметрам, выходят далеко за пределы этих отношений для обыкновенных хондритов. Предположили, что ъоздействие процессор космического выветривания приводит к изменению оптических свойств реголита родительских тел обыкновенных хондритов. Попытки добиться сходства между спектрами обыкновенных хондритов и S-астероидов путем различных лабораторных экспериментов до сих пор не давали положительных результатов. Хотя ударные эксперименты с обыкновенными хондритами с последующим спектроскопическим изучением до сих пор не проводились, спектральные исследования природных ударно-метаморфизованных ("чёрных") обыкновенных хондритов (Britt, Pieters, 1989, 1990, Keil et al., 1992), а также богатых газами обыкновенных хондритов (реголитоиых брекчий) (Bell, Keil, 1988, Britt, Picters, 1991), расплавленных обыкноасных хондритов (Clark et al., 1992) не покатали никаких оптических эффектов, кроме потемнения и снижения спектрального кон траста. Однако спедует подчеркнуть, что имеющиеся в метеоритных коллекциях "реголитовые" метеориты не могут служить образцами вещества самого внешнего поверхностного слоя астероидного вещества, так как наиболее тонкая и наиболее переработанная фракция реголита астероидов, аналогичная гонкой фракции лунного реголита, никогда не достигает поверхности Земли, сгорая в атмосфере. Эксперимент но бомбардировке образна оливина протонами (степень облучения эквивалентна 100 годам облучгния n KOCMoce)(Mi:l'ail<]cn et al., 1993) показал заметное увеличение наклона спектрального континуума

покраснение), но не привел к снижению спектрального контраста. И ни тдин из проведенных ранее экспериментов не позволил объяснить ювышенную распространенность сливина по сравнению с пироксеном на юверхности S-астероидов.

Однако ранее не изучалось влияние на оптические свойства такого фактора космического выветривания, ках быстрое плавление и закалка сондритового вещества в реголите при микрометеоритной бомбардировке. Иы моделировали этот эффект при помощи импульсного лазерного юздействия на растертые в порошок образцы обыкновенного хондрита и фугих мафических материалов. Как показано в Главе 2, плавление и «»следующая кристаллизация при быстром остывании значительно увеличивают спектральное сходство между обыкновенными хондритами и »-астероидами.

Низкоальбелные астероиды Астероиды классов С, G, В, F, Т, Р и D, (меющие низкие величины визуального геометрического альбедо (< 0.10). южно объединить в условную ipynny низкоальбедных астероидов. Je которые оптические характеристики (в том числе и низкое альбедо), а 'акже спектральное сходство с углистыми хондритами, позволяют гредположить, что на поверхности этих объектов присутствует рганическое вещество. Традиционными метеоритными спектральными налогами астероидов класса С и его подклассов (В, F, G) считаются гаиболее химически примитивные метеориты - углистые хондрнты групп Л1 и СМ2, которые содержат в качестве компонента водосодержащие шнералы и до 5% органического вещества. Однако спехтральные собенностн самих углистых хендритов изучены недостаточно хорошо. ianpHMep. для спектров порошков углистых хондритов группы СМ2 арактерен заметный положительный наклон спектральной кривой б лижней ИК области - "покраснение", причем степень покраснения растет уменьшением размеров частиц порошка. Было предложено два бъяснеиия этого эффекта. Первое предположение состоит в тем, что ричиной спектрального покраснения порошков хондритов группы СМ2 вляется органическое вещество, рассеянное в сложенной идросчликатами и точилинитом матрице этих метеоритов (Feierberg et al., 985, Gaffey, 1980). Другое предпложение заключается в том, что окраснение спектров СМ-хондритов связано со спектральным вкладом пивина, слагающего хондры и изолированные зерна в матрице (Johnson, anale, 1973. Gaffey, McCord, 1979). Природа спектрального покраснения

порошков СМ-хондритов до сих пор не исследовалась. Как показано в Главе 3, спектральное "покраснсние'в ближней ИК области, характерное для порошков углистых хондрнтов группы СМ2, связано с присутствием оливина в хондрах и агрегатах. Этим же определяется и рост степени покраснения с уменьшением размеров частиц порошка. '.

Кроме объяснения причин спектральных вариаций . в. пределах собственно класса С и его подклассов (В, Я, О), важной проблемой является соотношение между этими астероидами и более удаленными от Солнца объектами классов Р, О и кометами. К сожалению, спектры астероидов внешнего пояса (Р и В) сравнительно бедны абсорбционными деталями в видимой ь ближней ИК области и не имеют спектральных аналогов среди метеоритов. Сочетание очень низкого визуального геометрического альбедо со значительным спектральным покраснением (ростом отражательной способности с длиной волны) в видимой и ближней ИК области позволили предположить, что на поверхности этих тел присутствуют сложные органические полимеры (Ога(Ие, Уеуегка, 1980).

В последние шды делаются попытки подобрать спектральные аналоги этого органического вещества среди природных веществ (например, С1ои№, 1989, СкпШв е1 а1., 1994, СпШ^Иапк е1 а!., 1989) и органических продуктов облучения льдов различного состава ионами и протонами (например, Ашкотсо е< «1. 1У&7, ЬАагхиНа е1 а!., 1988). Однако таких работ пока немного, углеродистые материалы для сравнения с внеземным органическим веществом подбираются случайным образом, хотя очевидно, что для этого нужен эталонный ряд веществ широкого диапазона составов с систематически меняющимися свойствами. Как показано в Главе 4, таким удобным эталонным рядом для сравнения со спектрами малых тел Солнечной системы, содержащих органическое вещество, может служить ряд земных твердых битумов от асфальтитов до антриксолитов.

Уйаз и 8пи1Ь (1985) обнаружили, что степень спектрального покраснеиия Р и Ь-астероидов в видимой И ближней ИК области растет с увеличением гелиоцентрического расстояния. Авторы предположили, что с удалением от Солнца растет содержание органического вещества на поверхности астероидов, но не смогли предоложить разумного объяснения наблюдаемых спектральных особенностей. В Главе 4 на основании литературных данных и спектрального изучения ряда твердых битумов предложено объяснение постепенного изменения наклона спектральных

кривых темных астероидов с удалением от Солнца изменением состава органического веществе.

Глава 2. ИЗУЧЕНИЕ ВОЗМОЖНОГО ВЛИЯНИЯ МЕТЕОРИТНОЙ БОМБАРДИРОВКИ НА ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА ПОВЕРХНОСТИ S-АСТЕРОИДОВ.

Данное исследование проводилось для того, чтобы оценить, до какой степени метеоритная бомбардировка поверхности может изменить оптические свойства обыкновенных хондритов и некоторых других мафических материалов. Ранее не изучалось влияние на оптические свойства такого фактора космического выпетривания, *ак быстрое плавление и закалка хондритового вещества в реголите при микрометеоритной бомбардировке. Мы полагаем, что этот эффект можно моделировать при помощи импульсного лазерного воздействия на растертые в порошок образцы мафических материалов, так как облучение лазерными импульсами приводит к быстрому плавлению и очень быстрому остыванию (закалке) небольших объемов вещества, как и при бомбардировке поверхности безатмосферного тела микромегеоритами. Микрометеорнтная бомбардировка - один из главных процессов реголитообразования. Clark с соавторами (1992) ранее пытались моделировать ударное плавление, повторную кристаллизацию и измельчение вещества обыкновенных хондритов, нагревая образцы метеоритов в печи, но не смогли добиться достаточно быстрого остывания образцов, что отразилось на их оптических свойствах. Мы считаем, что обработка хондритового вещества импульсным лазером в вакууме может служить более адекватной моделью плавления и повторной кристаллизации при микрометесритной бомбардировке поверхности родительских тел хондритов.

В качестве образцов использовались: обыкновенный хондрит Еленовка (L5), углистый хондрит AllenJe (CV3), оливин (Faiu) и клинопироксен земного происхождения и смесь оливин/к пинопироксен (0!/сРх) 1:1. Образцы облучались импульсным лазером в вакууме 5x10° мм рт.ст. при помощи лазерной установки ЛТИ-501-01. В результате лазерной эбработки некоторые частицы порошков расплавились с образованием :текловатых а1регатов.

Химический состав исходных минералов и различных компонентов измененных образцов изучался элсктронно-зондовым методом. Спектры отражения порошков «сходных и измененных образдов ¿.диапазоне 0.325 мкм измерялись при помощи спектрофотометра RELAB (i=30°; е=0") и фурьс-спектрометра Nlcolet 740. Наиболее очевидные оптические эффекты лазерной обработки в видимом и ближнем ИК диапазонах спектра -потемнение и снижение спектрального контраста. Кроме того, наблюдаются другие, более существенные, изменения:

1) Заметно возрастает степень покраснения спектральных кривых.

2) Лазерная обработка приводит к сдвигам полос поглощения. В спектрах обыкновенных хондритов в ближней ИК области преобладают две главные полосы поглощения: полоса I (около 1 мкм) обусловлена электронными переходами в ионах Fe1+ в оливине и ортопироксене, полоса П (около 2 мкм) вызвана электронными переходами в ионах Ре2+ ортопироксена. В спектрах метеорита Еленовка после лазерного воздействия полоса I сдвигается в сторону длинных волн от 0.94 мкм до 1.05 мкм. Положение в спектре полосы I является функцией относительной распространенности и состава оливина и ортопироксена. Сдьяги полос поглощения после лазерной обработки наблюдаются и для других изученных образцов.

3) В результате лазерного воздействия уменьшается отношение площади полосы II к площади полосы 14для метеорита Еленовка. Это отношение (B11/BI), в основном, определяется относительной распростаненкостью оливина и ортопироксени. После лазерной обработки рассчитанное по этому параметру весовое отношение оливин/пироксен увеличивается почти в 2 раза и достигает 5.4 для измененного образца Еленовки. Та же тенденция наблюдается для смеси 01/сРх. Полоса II клинопирокссна исчезает и спектре измененного образца смеси.

Петрографическое и химическое изучение измененных образцов позволяет понять причины их необычных спектральных характеристик. При остывании расплавов кристаллизовался магнезиальный оливин, при этом остаточный расплав обогащался железом. Однако скорость остывания была достаточно высокой для того, чтобы помешать кристаллизации обобщенного железом остаточного расплава, что привело к образованию стекловатого мезостазиси, цементирующего игольчатые скелетные кристаллы оливина. Способность железистых стекол эффективно поглощать свет хорошо известна. Этим, по-видимому,

эбъясняется потемнение измененного образца смеси »ливин/клинопироксен. Кроме того, в стекловатом мезостазисс вмененных образцов Еленовки, Allende и оливина обнаружены >ассеянные субмикронные частицы железистых рудных минералов. 1рисутствие даже небольшого количества тонкодисперсных непрозрачных [>аз в таких участках, как границы зерен, должно приводить х •.ущсственному потемнению измененных образцов по сравнению с {сходными материалами. Спектральное покраснение измененных образцов ложно объяснить присутствием железосодержащих стекоп. Сдвиги полос юглощения вызваны наложением слабых полос поглощения FeJ+ в стекле <а полосы поглощения Fc2+ н силикатах. Петрографическое и химическое 1зучение измененных образцов показало, что быстрое плавление и »стывание 01,Рх-содержащих расплавов приводит к кристаллизации >ливина, в то время как пироксен переходит в аморфный стекловатый «зостазис, что приводит к исчезновению (или снижению интенсивности) голос поглощения пироксена. Это, в свою очередь, вызывет увеличение >тношения 01/Рх, рассчитанного по спектральным параметрам.

Значение этого эффекта дня интерпретации спектров отражения юверхности S-астероидов иллюстрирует Рис.1. На рисунке показана ависимость положения в спектре полосы I от отношения площадей двух сновных полос поглощения (ВШВ1) для 1 спектральных подклассов S-стероидов, обыкновенных хондритов, ахондритов и образцов Яыкновенного хондрита Епеновка. Точка метеорита Еленовка на иаграмме после лазерной обработки смещается из хондритового поля в :оле обогащенного оливином подкласса астероидов S(ü). Импульсное лавление и повторная быстрая кристаллизация приводят к увеличению ассчитанного по этим параметрам отношения 01/Рх до 5.4. Эта величина ыходит за пределы диапазона отношений 01/Рх, характерного для быкновенных хондритов (* 0.6-3.5), и попадает в диапазон этих тношений для S-астероидов (обычно 1.5-6).

На Рис. 2 нормированные спектры отражения образцов метеорига леновка сравниваются со спектром S-астероида 68 Лето, принадлежащего подклассу S(ü). Спектр неизмененного образца

1.10

1.08

1.00

0.95

0.90

о.о o.s i.o 1.В г.о а.в э.о

Band II / Band I Area Ratio

Рисунок 1. Диаграмма зависимости положения в спектре I полосы поглощения от отношения площадей II и I полос поглощения для различных подклассов Б-астероидов, метеоритов (по работе ваГГеу & а1. 1993) и образцов метеорита Еленоька. ОС - область, занимаемая спектральными параметрами обыкновенных хондритов. ВА - базальтичеекце ахондриты с высоким содержанием пироксенов; 01. - существенно мономинеральные оливиновые ассоциации. Черная линия -двухкомпонентные смеси оливина и ортолироксена.

1.5

о

и с

5 5

и

Б с

з и

Я 1)

о

1.0

0.5

- ^ 3

- ^ у _ • ■ 2

_!__. 1—1... .1—1 11 /У Г X иъ « X \ ТЧ ■■ ■ уу' X У V * 1_Г,л.,| I ^ 1

0.2 0.6 1.0 1.4 1.8 2.2 \№ауе1епд№ ¡п т!сгопз

Рисунок 2. Спектры отражения Б астсроида 68 Лето (по работе Gaffey е1 а1. 1993) и образцов метеорита Еленовка, приведенные к 1 при А, =0.65 мкм. 1 - неизмененный образец Еленовки; 2 - частично измененный образец; 3 - измененный образец; 68 - Я-астероид 68 Лето.

o.a o.« o.«

Интенсивность полосы I

—1 1 '■ 1 - 1 ..... \

i . _» 1 —. _. . *

СО 0.8 0.4

Наклон контину/ча

Рисунок 3. Диаграммы спектральных параметров 39 астероидов класса S (Fanale et al. 1992) и образцов обыкновенного хондрита Елеиовка, обработанных лазерным излучением; Условные обозначения: ф - S-астеронды; □ - неизмененный образец Еленовки; BJ - частично измененный образец Елскопкн; ■ - измокснныГГ образец метеорита Еленовки;

Еленовки существенно отличается от спектра астероида. Однако наклон спектральной кривой, отношение BII/BI и положение полосы I в спектре измененного образца Еленовки сравнимы с аналогичными параметрами S-астероида 68 Лето. :'

Кроме того,'.., сравнение ' альбедо, наклонов, ^ континуума и интенсивностей полосы (.рфразцон метеорита Еленовка и 39 S-астероидов показало,' ^.р' .Вге. пере&ис.'зенные параметры ' неизмененного образца метеорита выходят;' зи пределы поля S-астероидов, что типично для обыкновенных хондритов (Рис; 3). В то же время измененный образец Еленовки попадает в поле S-астероидов по всем т рем параметрам.

Таким образом, быстрое остывание и повторная кристаллизация расплава приводят к тому, что спектры отражения обыкновенных хондритов по многим параметрам приближаются к спектрам поверхности S-астероидов. Если при ударных событиях на S-астгроидах в реголите образуются ударные расплаиы, то именно этот процесс может отвечать за спектральные различия между S-астероидами и обыкновенными хондритами. Родительские тела обыкновенных хондритов могут быть скрыты среди покрытых реголитом астероидов главного пояса.

Глава 3. СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ИЗУЧЕНИЕ НЕКОТОРЫХ ФРАКЦИЙ УГЛИСТЫХ ХОНДРИТОВ МИГЕИ И MURCHISON (СМ2) В ДИАПАЗОНЕ 0.3-2.6 МКМ

Для популяции астероидов класса С характерны различные спектральные вариации. Для понимания природы этих спектральных вариаций прежде всего вчжно значь спектральные особенности их традиционных мет еоритных аналогов - углистых хондритов. Спектры отражения С-астероидов, как и спектры углист ых хондритов. ч основном, бездетальны, что усложняет интерпретацию состава их поверхности. Поэтому, несмотря ни то, что полосы поглощения в спектре наиболее диагностичны, важно понимать природу менее информативных параметров, например, таких как наклон спектрального континуума.

Для большинства минеральных ассоциаций уменьшение размера частиц приводит к росту альбедо, но не наклона спектрального континуума. Для спскгрон порошком углистых хондритов группы С'М2 характерен заметный положительный наклон спектральной кривой н

г.

ближней ИК области - "покраснение", причем степень покраснения растет с уменьшением размеров частиц порошка.

Природа спектрального покраснения хондритов группы СМ2 ранее экспериментально не изучалась, поскольку отделение вещества матрицы от хондр и включений - очень трудоемкий процесс.

Образцы хондритов группы СМ2 Мигеи и Murchison были растерты в крупный порошок, и под бинокулярным микроскопом были приготовлены 3 фракции: фракция, обогащенная матрицей, фракция, обогащенная оливином, к валовые образцы. Все образцы были просеяны для получения двух размерных фракций (40-100 мкм и 100-200 мкм). Спектры отражения всех фракций измерялись в диапазоне 0.3-2.6 мкм при помощи спектрофотометра RELAB относительно стандарта halón при тех же условиях освещения и наблюдения (i = 30°; е = 0°), что и при эксперименте, описанном в Главе 2. Наиболее тонкую размерную фракцию (<40 мкм) матрицы метеоритов под микроскопом отобрать не удалось, и после измерения спектров фракция 40-100 мкм была растерт« в порошок и просеяна Для получения фракции <г40 мкм. Гонкая фракция "матрицы " на самом деле существенно обогащена оливином, так как при растирании в порошок более крупной размерной фракции "матрицы", зерна оливина, находящиеся внутри черных частиц, вышли на поверхность.

На рис. 4 показаны абсолютные и нормированные спектры отражения различных фракций метеорита Мигги при размере частиц 40100 мкм. Полученные данные показывают, что спектральные кривые валовых образцов и фракций, обогащенных олнпином краснее в ближней ИК области, чем спектры материала матрицы. Спектральные кривые матрицы имеют даже отрицательный наклон. Таким образом, положительный наклон спектральных кривых метеорита Мигеи объясняется спектральным вкладом оливина, слагающего хондры и амебовидные агрегаты. Уменьшение размеров частиц материала, обогащенного олиьином, приводит к заметному росту альбедо и наклона спектральной кривой (рис 5). Дело- в Том, что дробление относительно крупных зерен прозрачных минералов приводит к увеличению числа рассеивающих элементов, что в свою очередь увеличивает эффективный спектральный вклад данного минерала. В случае оливина при этом ожидается: подъем альбедо в ближней ИК области. Матрица же сложена

- Мигеи 40-100 мкм

- 3 — . 4

2

i

1 ■ 1 1 1 1 1 1 1 . 1 1 1 L...J L « 1. I i..l 1.

0.3 0.8 0.0 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4

' Мигеи 40-100 мкм

—

-wJU

1, 1

_ i 1 ! 1 1 1 1 1 1 . 1 1 1 1 1 1 . 1 . , 1 1

0.3 O.e 0.6 1.2 1.6 1.8 2.1 Wtv»I»ngth In micron*

2.4

Рисунок 4. Спектры отражения различных фракций метеорита Мигеи в диапазоне 0.35-2.6 мкм. Размер частиц -40-100 мкм. Внизу - спектры отражения тех же фракций, приведенные к 1 при А.=0.56 мкм. 1 - матрица; 2 - валовый образец; 3 - фракция, обогащенная оливином.

0.10 0.09 0.08 0.07

о

с о.ое

о

о 0.06

ТБ 0.04

ОС

0.03 0.02 0.01

О

0.10 0.09 0.08 0.07

о

с 0.06

Ъ 0.05 в

5 0.04 (Г

0.03 .0.02 0.01

0.3 0.6 0.9 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 УУау»1*пд(Ь 1п ш!сгопа

Рисунок 5. Спектры отражения различных размерных фракций

матрицы й обогащенного оливином материала метеорита Мигеи в диапазоне 0.35-2.6 мкм.

.3 0.6 0.9 1.2 1.5 1.6 2.1 2.

\

тонкозернистыми минералами с размером зерен меньше микрона, поэтому ее оптические свойства в данном диапазоне спектра практически не зависят от размера час тип порошка. •

Как уже'отмечалось» наиболее тонкая фракция матрицы (<40 мкм) загрязнена Ьливи'ном.-ШэтЪму ' йльбедо. .этого материала выше и спектральная кривая значительно "краснее1",' чей ; для более крупных "незагрязненных" размерных фракций матрицы Мигеи (Рис. 5).

Можно предположить, что в некоторых случаях вариации наклона спектральных кривых астероидов класса С в ближней ИК области могут быть связаны с различиями в содержании иУили размере зерен оливина на поверхности этих тел. В этом случае следует обратить внимание на возможное присутствие слабой полосы поглощения в области ~1 мкм и форму спектральной кривой в ближней ИК области. Спектральная кривая может иметь перегиб в области ~1.5 мкм (длинноволновой кран поглощения Ре24 в оливине), характерный для валоных и обогащенных оливином фракций метеоритов 1руппы СМ2.

Органическое вещество матрицы углистых хондритов группы СМ2 либо не имеет спектрального покраснения в ближней ИК области, либо, что более вероятно, содержание углеродистого вещества в этих метеоритах (первые проценты) недостаточно для того, чтобы влиять на наклон спектральной кривой в данной области спектра.

Полученный результат не означает, что все вариации наклона континуума среди темных астероидов можно объяснит!, вариациями содержания оливина на их поверхности. Строго говоря, это может касаться только родительских тел углистых хондритов группы СМ2. Вероятно, более удаленные от Солнца астероиды классов Р и Э обогащены органическим веществом по сравнению с родительскими телами углистых хондритов, и вариации наклона их спектральных кривых, скорее всего, связаны с содержанием и составом органического вещества на их поверхности .

Глава 4. СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ИЗУЧЕНИЕ КОЛЛЕКЦИИ ТВЕРДЫХ

БИТУМОВ КАК ВОЗМОЖНЫХ АНАЛОГОВ ОРГАНИЧЕСКОГО

ВЕЩЕСТВА НИЗКОАЛЬБЕДНЫХ АСТЕРОИДОВ.

В течение последнего десятилетия получено множество спектральных данных, указывающих на то, что на поверхности многих темных малых тел Солнечной системы (астероидов, комет) присутствует органическое вещество. Состав его неизвестен. Для понимания химической природы этого вещества необходим набор спектров удобных хорошо изученных органических Эталонов для сравнения. О.В.Николаева предложила использовать в качестве таких эталонов непрерывный ряд земных твердых битумов от асфальтитов через кериты до высших антраксолитов н показала преимущества такого подхода.

Для спектроскопического изучения были подобраны 20 образцов -членов ряда твердых битумов от асфальтитов до высших антраксолитов. Спектры отражения порошков твердых битумов измерялись в широком спектральном диапазоне 0.3-25 мкм при помощи спектрофотометра RELAB (i=30°; с=0°) и фурье-спектрометра Nicolet 740. Спектры пропускания образцов измерялись в диапазоне 2.5-25 мкм при помощи ИК фурье-спектрометра Philips PU 9800.

На РисЯ 6;* (показан характер изменения спектров отражения некоторых типичных 'представителей ряда твердых битумов в широком диапазоне; " спе'ктрй (от 0.3 до 25 мкм). ИК-спектры различных измереннных образцов асфальтитов и низших керитов почти идентичны. Для них характерно наличие достаточно интенсивных полос поглощения, обусловленных колебаниями различных функциональных групп алифатических и ароматических УВ, а также кислородсодержащих групп. Высокая отражательная способность и прозрачность этих образцов связаны с относительно высокий^ содержанием водорода ..(особенно алифатического) и их структурной ^ гДиализ

спектральных характеристик, дбпоЛнеййШ'^

данными указывают на то, что с росточ^Ж^^ниЭ^^йУ^рй -йЬреходс к высшим керитам происходит потеря ■ .йттй^й^^ескай] фракции и кислородсодержащих групп, увеличение роли конденсированной ароматикн и уменьшение степени замещения •.. '"ароматических колец,

VVavenumhsr (cm"1}

2000010000 5000 2000 1 0QO 500

Wavelength (microns)

Рисунок 6. Спектры отражения некоторых образцов твердых битумов в диапазоне 03-25 мкм, приведенные к 1 при >.=0.56 мкм (шкала длин волн - нелинейная). Размер частиц < 100 мкм. Сверху вниз: асфальтит № 21, низший керит № 20, высший керит № 6, сысший керит № 11, высший керит N* 5, высший антраксолит (шунгит) № 9.

упорядочение структуры и рост ароматических кристаллитов. Снижение отражательной способности в ИК области при переходе к антраксолнтам вызвано упорядочением структуры и ростом ароматических кристаллитов. Для высших антраксолнтов, наиболее близких по структуре к графиту и обладающих полумсталлическими свойствами, характерно наличие бесструктурного поглощения во всем диапазоне от 0.3 до 25 мкм.

В видимом и ближнем ИК диапазонах спектра спектральные характеристики также закономерно меняются при переходе от асфальтитов через кериты к высшим антраксолнтам (Рис. 6). Постепенно меняется наклон спектральных кривых в видимой и ближней ИК области. Асфальтиты и низшие кериты характеризуются ярко выраженным покраснением спектральной хризой в данном диапазоне спектра. Это, по-видимому, связано с присутствием интенсивной широкой электронной абсорбционной детали с центром в ультрафиолетовой области. Длинноволновое крыло этого поглощения выглядит как " похраснение". При переходе от низших керитов к высшим и далее к антраксолнтам свойства меняются скачкообразно. Хотя электронное поглощение также присутствует, наклон спектральных кривых падает из-за снижения отражательной способности в ИК-области. Похожие изменения оптических характеристик с ростом карбонизации характерны и для ряда углей.

Для темных астероидов класса С характерны довольно. плоские спектральные кривые. Однако при удалении от Солнца при переходе к темным астероидам классов Р и Б наклон спектральных кривых в видимой и ближней ИК области заметно возрастает. Для Р и О-астероидов Не найдено спектральных аналогов среди метеоритов. Оптические характеристики указывают на то, что на поверхности этих тел, вероятно, присутствует органическое вещество. Результаты, полученные при спектроскопическом изучении ряда твердых битумов, а также литературные данные, позволяют предположить, чго постепенное уменьшение наклона спектра,' 1ьных кривых низкоальбедных астероидов при приближении к Солнцу связано со снижением отношения Н/С и увеличением содержания ароматической фракции углеводородов по сравнению с алифатической. Вероятно, для того, чтобы наблюдалось спектральное покраснение, характерное для наиболее удаленных О-астероидов, требуется присутствие как ароматических, так и алифатических УВ в органическом веществе поверхности. Наличие

алифатики препятствует упорядочиванию структуры и обеспечивает относительно высокую отражательную способность в ИК области. Присутствие полиароматических У13 отвечает за электронное поглощение в УФ и видимой области, длинноволновое крыло которого и выглядит как спектральное покраснение. Возможно, при приближении к Солнцу происходит постепенное снижение Н/С, уменьшение роли алифатической фракции УВ, что приводит к ароматизации (карбонизации), упорядочению структуры, росту кристаллитов конденсированной ароматики, и, как следствие, к уменьшению спектрального наклона в видимом и ближнем ИК диапазонах. В конце концов, спектральные кривые становятся нейтральными (плоскими), подобными спектрам высших антраксолитов.

Предложенный сценарий подтверждается спехтрофотометрическими наблюдениями темного объекта 5145 Фол, открытого в 1992 году. Этот объект имеет размеры, характерные для астероидов (диаметр не менее 140 км), но имеет кометоподобную орбиту. 5145 Фол еще более удален от Солнца (8.7 а.е. в афелии, 32.3 а.е. в перигелии), чем астероиды класса D (i 5.2 а.е.) и, йероятно, должен быть еще более химически примитивным. Орбита этого тела нестабильна и пересекает орбиты Сатурна, Урана и Нептуна. Фол - самый красный из спектроскопически изученных тел Солнечной системы. Альбедо и цветовые характеристики Фола сравнимы с теми же параметрами асфальтитов. Кроме того, в спектре этого объекта и ближней ИК области обнаружена сложная абсорбционная деталь с центром около 2.27 мкм и слабая деталь около 1.7 мкм. Деталь при 2.27 мкм очень похожа по форме на обертонные и комбинационные полосы групп СНг и CHj в спектрах асфальтитов и низших керитов (Рис. Ь). Спектральные кривые асфальтитов не являются совершенными аналогами спектра поверхности Фола, но это неудивительно, поскольку трудно ожидать, что этот объект сложен чистым органическим веществом. Вероятно, асфальтитоподобное органическое вещество присутствует в виде компонета. D.P.Cruikshank с соавторами в Центре им. Эймса (HACA) ii настоящее время занимаются моделированием спектра Фола, используя этические характеристики асфальтита и некоторых других веществ. Эга работа еще не закончена, но уже в настоящее время кажется почти несомненным, что органическое вещество объект« 5145 Фол должно быть збогащено алифатическими У В.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В работе решены поставленные задачи.

1) Впервые экспериментально продемонстрировано значительное влияние импульсного плавления и последующей кристаллизации мафических материалов - возможных аналогов вещества 8-астероидов - на их Оптические характеристики. 2) Исследована природа спектрального покраснения порошков углистых хондритов группы СМ2 в ближней ИК области спектра, и впервые получены спектральные характеристики матрицы этих метеоритов. 3) Изучена специально подобранная эталонная коллекция твердых битумов в широком спектральном диапазоне (0.3-25 мкм). Полученные спектры отражения твердых битумов могут быть использованы для сравнения со спектрами небесных тел, содержащих органическое вещество.

Основные выводы:

1. Обнаружено, что импульсное плавление и повторная кристаллизация вещества значительно более эффективны в преобразовании оптических свойств поверхности астероидов, чем другие процессы космического выветривания.

а) Импульсное лазерное воздействие, как модель ударного плавления, вызывает потемнение мафических материалов, снижение спектрального контраста, заметный рост наклона спектральной кривой, смещение некоторых полос поглощения в спектре и изменение их относительной интенсивности.

б) Импульсное плавление и повторная кристаллизация оливин-пироксснсодержащих образцов приводит к частичному или полному исчезновению полос поглощения пироксенов, поскольку, в отличие от олипина, пироксен не успевал кристаллизоваться при быстром остывании расплава. В результате при неизменности валового состава растет рассчитанное по спектральным параметрам отношение оливин/пироксен. Поэтому расчитанные по спектрам астероидов отношения оливин/пироксен могут отражать скорее процесс космического выветривания, чем первичные отношения.

в) Если при ударных событиях на Б-астсроидах образуются ударные расплавы, то именно это г процесс может отвечать за спектральные различия между 8-астероидами и обыкновенными

хондритами. Родительские тела обыкновенных хондритов могу г находиться среди покрытых реголитом S-астероидов главного пояса.

2) Показано, что для порошков углистых хондритов группы СМ2 спектральное "покраснение'в ближней ИК области связано с присутствием оливина в хондрах и агрегатах. Этим .же; определяется и рост степени покраснения с уменьшением размеров, частиц порошка. Измеренные впервые спектры матрицы эгих' метеоритов имеют отрицательный наклон континуума и не зависят рт размеров частиц порошка.

3) В представленной эталонной серии природных твердых битумов (от асфальтитов до антраксолнтов) спектральные характеристики закономерно меняются. В частности, падает наклон спектральных кривых в ближнем ИК диапазоне, что связано с потерей алифатических УВ, упорядочиванием структуры и ростом ароматических кристаллитов. Полученные результаты используются для интерпретации спектральных вариаций среди темных астероидов:

а) Постепенное снижение степени спектрального покраснения темных астероидов при переходе от класса D к классу С может быть вызвано и уменьшением содержания органического вещества, и снижением отношения Н/С параллельно с падением доли алифатической фракции но сравнению с ароматической d этом веществе.

б) На поверхности удаленного от Солнца темного объект а 5145 Фол в качестве компонента присутствует обогащенное алифатическими УН органическое вещество, похожее на асфальтит эталонной коллекции

Работы, опубликованные по теме диссертации

1. Мороз Л.В. (1994) О веществе астероидов. Астрон. Веегн., т. 28, № 1, е. 322.

2. Мороз Л.В. (1995) Метеориты и астероиды - осмысление фак тов. Природа, №5, с. 26-31.

3. Мороз Л.В., Корочанцсп A.B., Николаева О.В., Питере K.M., Тобелко К.П.. Ахманова М.В., Креславский М.А. (1991) Земные битумы - возможные аналоги органического вещества астероидов. Тез. докл. 3-го Всесоюзч. совещания по геохимии углерода, М., с. 5-6.

4. Мороз Л.В., Питере К.М, (1990) Спектры сражения некоторых фракций СМ хондрито-1 Мигеи и Murehison п диапазоне 0.3-2.5 мкч. Тез. д-жл 1?-й Сон.-Амер. раб. встречи по плане сшопш, М., с. 54-55.

5. Moroz L.V., Fisenko A.V., Semjonova L.F., Picters C.M., Korotaeva N.N. (1995] Optical effccts of regolith processes on S asteroids as simulated by laser shots on ordinary chondrite and other mafic materials. Abstr. 22nd Russian-Americar microsymposium on planetology, Moscow, October 9-11, p. 65-66.

6. Moroz L.V., Fisenko A.V., Semjonova L.F., Pieters C.M. (1993) Optical effects ol regolith processes on S asteroids as simulated by laser impulse alteration oi ordinary chondrite. Lunar. Planet. Sci. Conf. XXIV, p. 1011-1012.

7. Moroz L.V., Akhmanova M.V., Pieters C.M. (1993) Spectroscopy of carbonaceous solids: implications for outer belt asteroids and other dark small bodies of the Solai system. Annales Geophysicae, Part m. Space and planetary sciences, Suppl.IH tc vol. ll,p.C475.

8. Moroz L.V., Pieters C.M., Akhmanova M. V. (1992) Why the surfaces of outer bell asteroids are dark and red? Lunar. Planet. Sci. Conf. XXffl, p. 931-932.

9. Moroz L.V., Pieters C.M., Akhmanova M.V. (1992) Terrestrial carbonaceous materials as possible spectral analogs of asteroid organics. Abstr. 16th Russian-American microsymposium on planetology, Moscow, July 13-17, p. 51-52.

10. Moroz L.V., Pieters C.M., Akhmanova M.V. (1991) Spectroscopy of solic carbonaceous materials: implications for dark surfaces of outer belt asteroids Lunar. Planet. Sci. Conf. XXII, p. 925-926.

11. L.V.Moroz and C.M.Pieters (1991). Reflectance spectra of some fractions oi Migei and Murchison CM chondrites in the range of 0.3-2.6 microns, Lunar Planet. Sci. Conf. XXfl, p. 923-924.

12.. Cruikshank D.P., Moroz L.V., Geballe T.R., Pieicrs C.M., Bell IH J.F., anc Davies J.D. (1993) Asphaltite-like organic solids on 5145 Pholus. 18th Russian American microsymposium on planetology, Moscow, October 9-10, p. 73-74.

13. Cruikshank D.P., Moroz L.V., Geballe T.R., Pieteis C.M., Bell ID, J.F. (1993; Asphaltite-like organics on planetesimal 5145 Pholus. Hull. Amer. Astron. Soc. 25 No.3, p. 1125-1126.

14. Cruikshank D.P., Moroz L.V., Geballe T.R., Pieters C.M., Davies J.K., Bell EL J.F. (1993) Asphaltite-like organics on planetesimal 5145 Pholus. EOi Transactions of Amer. Geophys. Union, October 26, p. 385.

15. Cruikshank D.P., Roush T., Bartholomew M.J., Geballe T.R., Davies J.K., Browr R.H., White S.M., Tryka K.A., Owen T.C., DeBergh C., Moroz L.V., Pendletor Y.J., Bell III (1995) Composition of 5145 Pholus. Abstr. 27th Ann. DPS meeting Kohr.la Coast, Hawaii, October 9-13, p. 2.

6. Moroz L.V., Fisenko A.V., Semjonova L.F., Pieters C.M., Korotaeva N.N. (19%) Optical effects of regolith processes on S asteroids as simulated by laser shots on ordinary chondrite and other malic materials. Icarus (in press).

I'