Геологическое строение и вещественный состав Фобоса

• Автор: Шингарева, Татьяна Владимировна
• Шифр специальности: 25.00.09
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 205 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
Глава 1. СИСТЕМАТИЗАЦИЯ И АНАЛИЗ ИССЛЕДОВАНИЙ ФОБОСА
1.1. История открытия Фобоса
1.2. Телескопические наземные и орбитальные наблюдения Фобоса
1.3. Исследования Фобоса космическими аппаратами
1.4. Гипотезы происхождения Фобоса
1.4.1. Гипотезы аккреции
1.4.2. Гипотезы захвата
1.5. Заключение к Главе
Глава 2. ГЕОЛОГИЧЕСКОЕ СТРОЕНИЕ ФОБОСА
2.1. Ударные кратеры
2.1.1. Морфологические типы кратеров
2.1.2. Режимы кратерообразования
2.1.3. Определение плотности кратеров
2.2. Борозды
2.2.1. Классы и типы борозд
2.2.2. Г ипотезы происхождения борозд
2.3. Морфометрия кратеров и борозд с учетом новых данных
2.3.1. Построение топографических профилей и их анализ
2.3.2. Совместный анализ новых снимков Фобоса и карты высот Солнца над горизонтом
2.4. Отложения выбросов и реголит
2.4.1. Морфология камней и их пространственное распределение
2.4.2. Методика подсчета камней и их распределение по размерам
2.4.3. Распределение каменистых фрагментов на поверхности Фобоса с учетом
данных по астероиду Эрос
2.5.Склоновые процессы на поверхности Фобоса
2.5.1. Первый тип склоновых процессов
2.5.2. Второй тип склоновых процессов
2.5.3. Причины склоновых процессов на Фобосе
2.5.4. Крупномасштабный оползень в кратере Стикни

2.5.5. Принцип построения модели
2.5.6. Моделирование движения оползня в кратере Стикни
2.5.7. Обсуждение результатов моделирования
2.6. Заключение к Главе
Глава 3. ВЕЩЕСТВЕННЫЙ СОСТАВ ФОБОСА
3.1. Обзор спектральных данных Фобоса
3.2. Процессы космического выветривания на безатмосферных небесных телах и их моделирование
3.3. Изучение возможного влияния микрометеоритной бомбардировки на оптические свойства поверхности Фобоса
3.3.1. Описание экспериментов
3.3.2. Описание результатов экспериментов
3.3.3. Минералогическое и петрографическое изучение полученного вещества
3.3.4. Спектры отражения полученного вещества
3.4. Обсуждение результатов
3.5. Заключение к Главе
Глава 4. РАЗРАБОТКА ИНЖЕНЕРНОЙ МОДЕЛИ И МОДЕЛЕЙ ШЕРОХОВАТОСТИ ПОВЕРХНОСТИ ФОБОСА ДЛЯ ПРОЕКТА «ФОБОС-ГРУНТ»
4.1. Выбор места посадки КА «Фобос-Грунт»
4.2. Инженерная модель поверхности Фобоса
4.2.3. Характеристики поверхности районов предполагаемого места посадки
4.4. Заключение к Главе
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Работы, опубликованные по теме диссертации
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
Приложение
Таблица 1.2 Названия некоторых кратеров на Фобосе
Рисунок 1.2 Снимки Фобоса с названиями кратеров
Таблица 2.1 Общие характеристики Фобоса
Таблица 2.4 Доли кумулятивных площадей на поверхностях Фобоса, астероида Эрос и планеты Марс, покрытых камнями диаметром >й

Таблица 2.5 Данные кумулятивного распределения камней на поверхностях Фобоса и
астероида Эрос по снимкам высокого разрешения
Рисунок 2.2 Изображение Фобоса, полученное камерой HRSC
Рисунок 2.3 Топографический профиль
Рисунок 2.4 Топографический профиль
Рисунок 2.6 Изображение Фобоса, полученное камерой HRSC
Рисунок 2.7 Карта высот Солнца над горизонтом
Рисунок 2.8 Карта высот Солнца над горизонтом с выделенными областями
Рисунки 2.10-11 Распространенность кратеров с тенью внутри и без тени
Рисунок 2.12 Распределение камней на поверхности Фобоса
Рисунок 2.13 Доля блоков поперечником >d от общего числа подсчитанных блоков
Рисунок 2.14 Снимки поверхности астероида Эрос миссии «NEAR»
Рисунок 2.16 Доля кумулятивной площади в %, занятой камнями диаметром >d
Рисунок 2.18 Области подсчета кратеров в районе Стикни
Рисунок 2.21 Зависимость приведенной плотности кратеров от крутизны склона
Рисунок 3.1 Спектры Фобоса
Рисунок 3.2 Сравнение спектров Фобоса
Рисунок 3.3 Сравнение спектров метеорита Kaidun со спектром Фобоса
Приложение
4.2.1. Фотокарты и цифровые карты Фобоса
4.2.2. Характеристика инженерных свойств реголита Фобоса
4.3. Модели шероховатости поверхности Фобоса
4.3.1. Метод построения моделей и фактический материал
4.3.2. Результаты моделирования шероховатости поверхности Фобоса

экскавации кратера становится относительно больше по мере увеличения размера кратера, и, в конце концов, диаметр кратера начинает определяться одной лишь силой тяжести. Для достаточно больших кратеров в любом веществе размер кратера определяется гравитационными силами.
Таким образом, существует, по крайней мере, два режима кратсрообразования на малых телах: прочностной и гравитационный. На Фобосе почти все кратеры образованы в прочностном режиме, при этом не образуются протяженные покровы выбросов. Кратеры, образованные в гравитационном режиме, окружены покровами ударных выбросов. По-видимому, единственным кратером на Фобосе, образованным в гравитационном режиме, является кратер Стикни (Asphaug, Melosh, 1993). Возможно, он обладает покровом выбросов, хотя и асимметричным.
2.1.3. Определение плотности кратеров.
При определении плотности кратеров, прежде всего, необходимо отличать первичные кратеры от вторичных, которые, по-видимому, отсутствуют на Фобосе. Это следует из того, что не обнаружены кластеры мелких кратеров вокруг крупных и не наблюдаются группы кратеров в форме «елочек», характерные для вторичных кратеров. Отсутствие вторичных кратеров объясняется низкой скоростью убегания с Фобоса (< 20 м/с). Вторичные удары выбросов из первичных кратеров происходят с низкими скоростями (несколько метров в секунду) и, по-видимому, при этом не образуют кратеров. В то же время, более высокоскоростная часть материала выбросов может покидать спутник. Затем, оказавшись на околомарсианских орбитах этот материал, по-видимому, со временем переоткладывается на Фобосе со скоростями, большими скорости убегания (Soter, 1971), но кратеры, образовавшиеся в результате такого процесса, невозможно отличить от первичных.
Кроме того, при подсчетах плотности кратеров на Фобосе надо отличать ударные кратеры от просадочных депрессий округлой формы над разломами в теле Фобоса.
С учетом перечисленных особенностей анализ популяции кратеров на поверхности Фобоса (по данным КА «Viking-Orbiter») показал, что плотности кратеров (т.е. число кратеров на единицу площади в зависимости от диаметра) как инкрементальная, так и кумулятивная, близки к соответствующей величине на наиболее древней и испещренной кратерами материковой поверхности Луны (Thomas, Veverka, 1980). В обоих случаях наклон