Особенности гравитационной деформации малых тел Солнечной системы в зависимости от их химического и минерального состава

• Автор: Слюта, Евгений Николаевич
• Шифр специальности: 25.00.09
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 179 с. : ил.

Содержание
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА 1. ИСТОРИЯ ПРОБЛЕМЫ
1.1. Термальная гипотеза
1.2. Гравитационная гипотеза
1.3. «Кристаллическая» (структурная) и планетарная форма организации материи
ГЛАВА 2. ФОРМА МАЛЫХ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
2.1. Физико-механические свойства малых тел
2.2. Гипотеза крипа в малых телах Солнечной системы
2.3. Форма малых тел Б-типа
2.4. Форма малых тел С-типа
2.5. Форма металлических астероидов
2.6. Форма малых ледяных тел
2.7. Форма малых койперовских объектов
2.8. Заключение
2.9. Основной вывод
ГЛАВА 3. АНАЛИТИЧЕСКАЯ ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ ДЕФОРМАЦИИ МАЛЫХ ТЕЛ
3.1. Упругое гравитационное сжатие малого тела
3.2. Тензор гравитационных напряжений
3.3. Заключение
3.4. Основной вывод
ГЛАВА 4. ГРАВИТАЦИОННАЯ ДЕФОРМАЦИЯ МАЛЫХ ТЕЛ РАЗЛИЧНОГО СОСТАВА
4.1. Гравитационная деформация малых ледяных тел
4.1.1. Заключение
4.1.2. Основной вывод
4.2. Состав, физико-механические свойства и гравитационная деформация кометных ядер и койперовских объектов
4.2.1. Модели кометного ядра
4.2.2. Физико-механические свойства кометного ядра
4.2.3. Гравитационная деформация кометных ядер и койперовских объектов
4.2.4. Заключение
4.2.5. Основной вывод
4.3. Химический и минеральный состав, физико-механические и реологические свойства и гравитационная деформация металлических астероидов
4.3.1. Химический и минеральный состав железных метеоритов
4.3.2. Физико-механические и реологические свойства железных метеоритов
4.3.3. Металлические астероиды
4.3.4. Гравитационная деформация металлических астероидов
4.3.5. Заключение
4.3.6. Основной вывод
4.4. Экспериментальные исследования физико-механических свойств обыкновенных хондритов и гравитационная деформация малых силикатных тел
4.4.1. Экспериментальные исследования физико-механических свойств
обыкновенных хондритов
4.4.2. Сравнительная оценка физико-механических свойств углистых
хондритов типа С1/СМ

4.4.3. Гравитационная деформация малых силикатных тел
4.4.4. Закпючение
4.4.5. Основной вывод
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ОСНОВНЫЕ ЗАЩИЩАЕМЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ
ОБЩИЙ ВЫВОД
СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
СПИСОК РАБОТ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ
ПРИЛОЖЕНИЕ

ВВЕДЕНИЕ
Актуальность исследований. «К сожалению, нет точных данных о том, с какой , величины массы астероида теряется или начинает теряться угловатость его форм; но
если бы эту грань найти, это было бы вместе с тем гранью между состояниями пространства гравитационным и кристаллическим». (Б.Л. Личков, 1965).
Все твердые тела в Солнечной системе на основе внешних морфологических признаков, т.е. в зависимости от формы тела могут быть разделены на два основных класса. Это класс малых тел, которые обладают неправильной фигурой, т.е. имеют вид обломка или глыбы. Это малые спутники планет, астероиды, кометы и малые объекты из пояса Койпера. Это тела, которые в силу своей недостаточной массы так и не стали планетными телами. В другом классе объединяются планетные тела, которые характеризуются шарообразной равновесной формой. Это планеты, крупные спутники планет, астероиды Церера и Веста и крупные объекты из пояса Койпера. Шарообразная ■» форма планетных тел образуется в результате гидростатического уравновешивания
поверхности тела, известного в геотектонике как механизм изостатической компенсации или механизм изостазии. Равновесная фигура планетного тела контролируется силой тяжести, т.е. гравитацией, которая доминирует над прочностными свойствами вещества, как если бы вещество тела было представлено гравитирующей несжимаемой жидкостью. Только в планетном теле возможна плотностная дифференциация на оболочки.
До настоящего времени проблема наблюдаемого перехода между малыми и планетными телами, зависимость этого перехода от состава, массы и размеров тел, от физико-механических и реологических свойств вещества, оставалась практически неисследованной областью в космохимии и планетологии. Многие фундаментальные вопросы наблюдаемого перехода между такими разными внешне и внутренне объектами, как малые и планетные тела, которые с определенного момента своего образования характеризуются разной формой организации вещества и его различной эволюцией, по-прежнему остаются без ответов. Например, является ли состоятельной предложенная много лет назад гипотеза крипа в малых телах (Личков, 1965; 1оЬпэоп, МсОешЫп, 1973; Симоненко, 1979) или, напротив, они обладают пределом прочности и текучести и как эти свойства зависят от состава и температуры? Какова максимальная (критическая) масса малых тел определенного состава, после которой они должны подвергнуться гравитационной деформации, и какова минимальная наблюдаемая масса планетных тел аналогичного состава? Какими основными параметрами определяется гравитационная деформация этих тел? И др. Отсутствие ответов на эти и другие подобные вопросы объясняется, прежде всего, тем, что необходимые по качеству и количеству данные по

МПа (Слюта, 2014), т.е. чем меньше прочность - тем меньше вытянутость фигуры по длинной оси (рис. 2.2). Оценить средние морфометрические параметры для астероидов X-типа из-за широкого изменения их состава от каменных до железных и отсутствия необходимого количества данных по определенному составу, кроме металлического (см. ниже), пока не представляется возможным.
2.5. Форма металлических астероидов
Морфометрические параметры железного метеорита Сихотэ-Алинь были измерены для 824 индивидуальных фрагментов метеоритного дождя массой от 5 до 500 г (Зоткин, Цветков, 1983). Средние отношения главных полуосей фрагментов железного метеорита Сихотэ-Алинь составляет Ыа=0.66, с/а=0.43, или 3:1.5:1. Среднее отношение главных полуосей фрагментов железного метеорита Чинге, измеренное для 146 фрагментов массой от 80 г до 20 кг, составляет Ыа= 0.67, с/а=0.33, или 2.4:2.0:1 (Зоткин, Цветков, 1983). Фрагменты железных метеоритов Чинге и Сихотэ-Алинь очень близки по своим морфометрическим параметрам и характеризуются сильно удлиненной и плоской формой, при этом фрагменты метеорита Чинге при той же относительной ширине характеризуются несколько меньшей толщиной, т.е. более плоские (рис. 2.2). Аналогов железных метеоритов по морфометрическим параметрам фрагментов среди земных горных пород и руд, по крайней мере, представленных в работе (Барон, 1960), нет. По своей морфологии, железные метеориты сильно отличаются от всех каменных тел, включая и базальтовые обломки, которые располагаются между обыкновенными хондритами и железными метеоритами (рис. 2.2).
Если спектральные исследования в инфракрасной области спектра дают информацию о размерах зерен реголита, о пористости и о составе реголита на поверхности астероида, то радарные исследования астероидов позволяют идентифицировать металлические астероиды, а также получить информацию о пористости реголита и мощности реголитового слоя (Ockert-Bell и др., 2008). Прямая зависимость величины радарного альбедо от плотности состава астероида позволяет по данным радарных наблюдений выделять металлические астероиды с высоким содержанием металла (Fe, Ni), железокаменные астероиды с умеренным содержанием металла и силикатные астероиды с низким содержание металла (Shepard и др., 2010). Из 19 исследованных астероидов М и Х-типа только 7 объектов (16 Психея (Psyche), 129 Антигона (Antigone), 216 Клеопатра (Kleopatra), 347 Париана (Pariana), 758 Манкуния (Mancunia), 779 Нина (Nina) и 785 Зветана (Zwetana)) имеют характерное для металлических астероидов высокое радарное альбедо. Высокое среднее значение