الفلك

هل يوجد جليد مائي قابل للتعدين في NEA (بالقرب من كويكبات الأرض)؟

هل يوجد جليد مائي قابل للتعدين في NEA (بالقرب من كويكبات الأرض)؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

الماء مفيد جدًا لوقود الصواريخ ودعم الحياة في الفضاء. لكن هل الماء ، بوفرة وشكل يمكن تصوره أن يتم تعدينه بشكل مفيد هذا القرن ، موجود بالفعل في الشرق الأدنى وشمال إفريقيا؟ أو هل علينا الذهاب إلى خط الصقيع ، حزام الكويكبات ، للعثور على كويكبات بها مياه متوفرة؟ (جليد الماء القطبي القمري ليس موضوعًا هنا ، على ما أعتقد ، ولكن مياه كويكب منخفضة دلتا - v).


من غير المرجح.

يمنحنا إدخال الأرقام في قانون Stefan-Boltzmann درجة حرارة قريبة من 273 درجة كلفن (0 درجة مئوية) للأجسام القريبة من مدار الأرض. تعتمد الإجابة الدقيقة للأجسام الخالية من الغلاف الجوي على البياض. وبالتالي ، فإن أي ماء على كويكبات قريبة سوف يغلي حتى يتجمد ، ثم يتصاعد. هذا هو السبب في أن البحث عن الجليد القريب يتركز على المناطق الباردة الخالية من الضوء من الحفر بالقرب من القطب الجنوبي للقمر.

لا يزال المسبار الفضائي روزيتا والمذنب المصاحب له على بعد 200 مليون كيلومتر من الشمس ، ويطلقان الغازات من المياه بالفعل. IIRC ، التي بدأت في يناير ، عندما كان المذنب على بعد 390 مليون كيلومتر من الشمس ، بعيدًا عن المريخ. درجة حرارة الجسم الأسود. سيكون هناك حوالي -100 درجة مئوية.

يبدو أنني كنت مخطئًا عندما ظهرت الطائرات لأول مرة: المزيد من الطائرات من مذنب روزيتا! 19 سبتمبر 2014. في ذلك اليوم كان المذنب 500 مليون كم من الشمس. هذا خارجي حزام. لا أطياف أعرفها ، لذا ربما ليس الماء. يبدو أن الماء على الأرجح على الأرجح.

من المحتمل أن نضطر إلى الخروج على الاكثر إلى هذا الحد للعثور على الجليد على الأجسام الصغيرة.


لا ونعم.

سأتناول الإجابة بـ "لا" أولاً. الإجابة هي لا إذا كنت تعني حقًا "جليد الماء". سيريس قريب من الحد الذي يمكن أن يتواجد فيه الماء كماء ، على عكس الصخور المميهة. قد تكون تلك النقاط المضيئة المثيرة للاهتمام على سيريس عبارة عن جليد مائي تعرض للفراغ (لكنها قد تكون مجرد أملاح). من المرجح أن يكون سيريس داخل خط الصقيع ، ولكن بشكل طفيف. هذا جزء مما يجعل سيريس مثيرًا للاهتمام للغاية. يدور سيريس في 2.7+ AU. إنه ليس كويكبًا قريبًا من الأرض. على عكس التفكير السائد ، ربما يكون خط الصقيع الحالي عند 2.7 AU (مقابل 5 AU). من المستحيل أن تكون عند 1 AU.

الجواب نعم إذا نظرت إلى ما هو أبعد من الجليد كمصدر للمياه. تحتوي بعض الكويكبات الكربونية على ماء على شكل معادن رطبة. يحتوي بعضها على قدر كبير من الماء ، تصل إلى 22٪. سنكتشف المزيد عندما يتم إطلاق OSIRIS-REx العام المقبل وإرجاع عينة من 101955 Bennu في عام 2023.


مكتب الإجابة

بالمعنى الدقيق للكلمة (على حد علمي) ، ينطبق التوازن الهيدروستاتيكي عندما يوازن السائل بين قوى الجسم الخارجية مع تدرج الضغط. من ويكيبيديا:


في ميكانيكا الاستمرارية ، يقال أن السائل في حالة توازن هيدروستاتيكي أو توازن هيدروستاتيكي عندما يكون في حالة راحة ، أو عندما تكون سرعة التدفق عند كل نقطة ثابتة بمرور الوقت. يحدث هذا عندما يتم موازنة القوى الخارجية مثل الجاذبية بقوة تدرج الضغط.


أعتقد أن هذا المفهوم يستخدم بشكل متكرر في المناطق التي تكون فيها الجاذبية هي القوة الخارجية ، ولكن يمكن أن تكون من حيث المبدأ أي شيء آخر. لذلك ، على الرغم من أنني على وشك التصحيح ، أعتقد أن القطرة المعزولة في الفضاء لفترة كافية يمكن القول إنها في حالة توازن هيدروستاتيكي ، على الرغم من أن القوة الأكثر صلة هي التوتر السطحي ، وليس الجاذبية.

المراقبة - هل يستطيع الراصد على الأرض رؤية نصف السماء فقط؟

في أي لحظة زمنية محددة ، وفي أي مكان على الأرض ، إذا كانت السماء صافية والأفق منخفضًا ومسطحًا ، فإنك ترى نصف الكرة السماوية - في تلك اللحظة بالذات.

ولكن مع استمرار دوران الأرض ، قد ينتهي بك الأمر برؤية المزيد ، اعتمادًا على مكان وجودك.

إذا كنت في القطب الشمالي أو الجنوبي ، فسترى بالضبط نصف السماء بغض النظر عن المدة التي تنتظرها. هذا كل ما ستراه من هناك.

إذا اقتربت من خط الاستواء ، فسينتهي بك الأمر برؤية أكثر من النصف ، إذا كنت على استعداد للانتظار.

عند خط الاستواء ، ترى السماء كلها تقريبًا ، إذا انتظرت بينما تستمر الأرض في الدوران ، وتكشف لك السماء بأكملها في النهاية.


يندفع رعاة البقر في الفضاء الذين يدفعون النجوم

على الرغم من أننا قد نكون & # 8230 سنوات ضوئية & # 8230 بعيدًا عن جعلها فعالة من حيث التكلفة ، إلا أن سوق التعدين في الفضاء قد يصل قيمتها إلى تريليونات الدولارات. 20 على سبيل المثال ، قيمت وكالة ناسا كويكبًا واحدًا بأكثر من قيمة الاقتصاد العالمي. 21 يسمى الكويكب 16 Psyche وهو مصنوع في الغالب من الحديد والنيكل. 22 تخطط ناسا للوصول إلى سطحها في عام 2026 لإلقاء نظرة فاحصة. على الرغم من أن هذه الصخور المتدحرجة ليست منطقة شمال شرق أوروبا لأنها تقع بين المريخ والمشتري. أيضًا ، ضع في اعتبارك أن هذا الكويكب الغني سيتحول إلى حجر رخيص هنا على الأرض. وذلك لأن إغراق السوق بهذه الكمية من المواد من شأنه أن يقلل من قيمتها. إنه & # 8217s فقط يستحق هذا القدر لأنه & # 8217s لا يزال هناك حيث يمكننا & # 8217t الوصول إليه.

وهذا يثير نقطة مثيرة للاهتمام. هناك & # 8217s التوازن بين التكلفة والقيمة والمنفعة. هذه الكويكبات لها قيمة جزئياً لأن المواد التي تحتوي عليها متوفرة بشكل محدود هنا على الأرض. لكن إغراق السوق بمصدر كبير يقلل من قيمتها. ومع ذلك ، هناك فائدة من المادة نفسها. العودة مباشرة إلى المثال السابق من البلاتين. بصرف النظر عن استخدامه في المجوهرات ، إذا احتجنا إليه لدعم إنتاج الطاقة كمحفز في خلية وقود ، فستكون هناك حاجة إلى الاستفادة من الموارد الإضافية من التعدين الفضائي للمرافق & # 8230 على الرغم من أنه قد يؤدي إلى انخفاض القيمة النقدية.

ولكن هذه نقطة خلافية إذا لم نجعل التقدم التكنولوجي ضروريًا لجعل التعدين في الفضاء حقيقة ، وهو ما نحن عليه بالفعل.

ترانس أسترا تقوم بتجهيز المضخة لإخراج الماء من سطح القمر & # 8217. لقد طوروا معمارية مخفر التعدين الديناميكي للغاز القطبي القمري (LGMO). ستقوم مركباتهم الجوالة ، التي تعمل بألواح شمسية ، بتسخين التربة الصقيعية التي تغطي الفوهات القمرية بمجموعة من الترددات الراديوية والميكروويف والأشعة تحت الحمراء. ينتج عن مزيج الإشعاع هذا بخار الماء ، والذي يتم التقاطه بعد ذلك بواسطة & # 8220cryotraps & # 8221 وتخزينه في شكل سائل. يمكن أن تقلل تكنولوجيا TransAstra من تكلفة إنشاء وصيانة محطة قطبية قمرية. هذا سيجعل الحياة أسهل للمستكشفين في المستقبل ويضع الأساس لتطوير المستوطنات مثل الفنادق القمرية. 23

كما كانت TransAstra منشغلة في تطوير مشروع APIS (إمدادات الكويكب التي يتم توفيرها في الموقع) لتعدين NEA. بعد إجراء تجارب صغيرة على MiniBee الخاصة بهم ، قاموا بالترقية إلى مركبتين فضائيتين أكبر: Honey Bee و Queen Bee. يجب أن تكون الملكة قادرة على التعامل مع كويكب يبلغ قطره حوالي 40 مترًا. الطريقة التي تعمل بها هذه الحرفة هي أنها تحمل كويكبًا وتمتص الماء والعناصر الأخرى التي يمكن استخدامها كوقود دفع للصواريخ. إذن ، ما الذي يميز هذا النظام؟ صممت الشركة تقنيتين رائدتين. الأول هو Omnivore ™ thruster 24 ، وهو نظام الدفع لجميع مركباتهم الفضائية. كما يوحي الاسم ، فإن ميزته الرئيسية هي أنه يمكن أن يستهلك مجموعة واسعة من الوقود: الأمونيا والهيدروجين وقبل كل شيء الماء. أثناء عودة السفن إلى الأرض ، تأخذ جزءًا صغيرًا من المياه الملغومة التي جمعوها لاستخدامها كوقود خاص بهم. ولكن كيف يتم ذلك؟ يقوم النظام بحقن الماء في إسفنجة خزفية. عندما يصطدم ضوء الشمس بإدخال السيراميك المسامي ، يتبخر الماء ويتدفق عبر فوهة & # 8230 مما يعطي دفع المركبة الفضائية. الابتكار الثاني يسمى التعدين البصري. باستخدام الألواح الشمسية ذات الأغشية الرقيقة الكبيرة جدًا ، يعكس أجهزتهم ضوء الشمس ويركزها على الصخور الملتقطة لتكسيرها وسحب المياه. 25 ضوء الشمس عالي التركيز أخف وزنا وأقل تكلفة وأفضل أداء من الطاقة الكهربائية. 26

ولكن ، حان الوقت للعودة إلى الأرض. على الرغم من أن هذه التقنيات واعدة للغاية ، إلا أنها لا تزال بعيدة عن الترقية. في غضون ذلك ، قد يكون لدينا بدائل أقرب مما نعتقد ، كما هو الحال في منازلنا. تشير دراسة حديثة إلى أن استخدام النحاس والذهب المعاد تدويرهما من نفايات أجهزة التلفاز يكون أكثر فعالية من حيث التكلفة من تعدين المعادن الجديدة. 27 صممت شركة Apple روبوتًا لاستخراج المواد القيمة من أجهزة iPhone المهملة ، بما في ذلك المعادن الأرضية النادرة. صنعهم ، ديزي ، يمر عبر 3.33 هاتف في الدقيقة. 28 وهو ليس مجرد شيء على نطاق صغير. تنتج شركة Urban Mining Company (UMC) آلاف الأطنان من المغناطيس سنويًا باستخدام معادن الأرض النادرة المعاد تدويرها من النفايات الإلكترونية. 29

في حين أن التقدم التكنولوجي وأنواع الوقود الصديقة للبيئة مثل الماء وثاني أكسيد الكربون قد تجعل الكويكبات والقمر في متناول اليد للتعدين ، فإن الأمر سيستغرق وقتًا طويلاً حتى يصبح التعدين في الفضاء قابلاً للتطبيق. أيضًا ، تمامًا مثل الأرض ، تمتلك الكويكبات والكواكب الأخرى موارد محدودة. أيًا كان مسار التعدين المستقبلي الذي ننتهي إليه ، فإن إعادة التدوير وإعادة الاستخدام ستكون دائمًا مكونًا ضروريًا.


الوصول إلى المستند

  • APA
  • اساسي
  • هارفارد
  • فانكوفر
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • RIS

في: إيكاروس ، المجلد. 354 ، 114043 ، 15.01.2021.

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - إلقاء الضوء على الجانب المظلم من مجموعة الكويكبات

T2 - النمذجة المعدنية السطحية المرئية للأشعة تحت الحمراء القريبة (0.7-2.45 ميكرومتر) للكويكبات من النوع D باستخدام نظرية شكوراتوف

N1 - معلومات التمويل: يود المؤلفون أن يشكروا بريان بيرت وزيلارد غالاي على تطوير وتوفير نواة الكود التي يعتمد عليها كود نموذجنا. نعرب عن امتناننا العميق لـ Francesca DeMeo و Joshua Emery الذين قدموا بسخاء أطياف من نوع IRTF D وإرشادات لا تقدر بثمن لتحسين فهمنا لأنواع D و Jovian Trojans. نود أيضًا أن نشكر Paul Abell و Wayne Barkhouse و Michael Gaffey على ملاحظاتهم النقدية الصادقة. نحن نقدر بشكل كبير المدخلات الفنية والدعم التحريري من رون فيفيغ ، وتوموكي ناكامورا ، وتيد روش. شكر خاص لماريا أنتونيلا باروتشي ، ريك بينزل ، ديبورا دومينغو ، وفيث فيلاس لإلهامهم وتوجيههم. كما نشعر بامتنان كبير لجيمس كاسلر ، بجامعة نورث داكوتا ، لقيادته الإبداعية ودعمه المخلص وإشرافه التنفيذي. أخيرًا ، نشكر المراجعين المجهولين لدينا على تعليقاتهم البناءة والصراحة. يستخدم هذا البحث الأطياف التي حصل عليها المؤلفون مع البيانات التي تم الحصول عليها من منشأة NASA RELAB في جامعة براون. تتوفر تفاصيل عن مرفق RELAB على موقع الويب RELAB (http://www.planetary.brown.edu/relab/). يستخدم هذا البحث الأطياف التي حصل عليها المؤلفون بالبيانات التي تم الحصول عليها من مرفق مقياس الطيف الضوئي الكوكبي في جامعة وينيبيغ (https://psf.uwinnipeg.ca/FACILITIES/). نشكر فرق هذين المرفقين المتميزين على دعمهم وتشجيعهم. تم إجراء هذه الدراسة باستخدام مرافق المستخدم المشترك لمعهد مواد الكواكب بجامعة أوكاياما. نعرب عن عميق تقديرنا وشكرنا للمعهد على دعمهم وتعاونهم الكريم. أخيرًا ، نحن ممتنون للغاية للفريق بأكمله في NASA / IRTF لمساعدتهم ، ونشكر بشكل خاص مساهمة سكان هاواي الذين عرضوا استخدام أرضهم المقدسة التي لاحظنا السماء منها. حقوق النشر للناشر: © 2020 Elsevier Inc.

الكويكبات من النوع N2 - D هي مثال رئيسي للكثير من الكويكبات المظلمة منخفضة البياض والتي لا تعكس الضوء الكافي لتكشف عن امتصاص المعادن التي يمكن اكتشافها. في حين أن الكويكبات من النوع D نادرة نسبيًا في النظام الشمسي الداخلي وحزام الكويكبات الرئيسي ، إلا أنها مهيمنة بين أحصنة طروادة جوفيان. في هذه الدراسة ، قمنا بتطبيق نمذجة Shkuratov للنقل الإشعاعي على أطياف مختبرية من النيازك التي تم قياس وفرة المعادن فيها باستخدام حيود الأشعة السينية (XRD) وصقل Rietveld. يوضح الاتفاق العام للنقل الإشعاعي وتقديرات XRD لوفرة المعادن قابلية تطبيق نهج النقل الإشعاعي على أطياف عديمة الملامح منخفضة البياض. تم تطبيق نمذجة شكوراتوف بعد ذلك على الملاحظات الطيفية الجديدة للكويكبات من النوع D ، جنبًا إلى جنب مع العديد من الأطياف المنشورة سابقًا. تم تصميم وفرة المعادن السطحية لـ 81 كائنًا من النوع D ، بما في ذلك هدف مهمة لوسي التابع لوكالة ناسا (21900) Orus ، باستخدام مجموعات يمكن تصديقها استنادًا إلى نظائرها النيزكية. كشفت نتائج النمذجة أن أنواع D تتكون من: قليل الحديد أوليفين المغنيسيوم السابونيت المهيمن على phyllosilicates مثل pyrrhotite و tholin وكذلك آثار الجليد المائي ومكونات أخرى. توجد اختلافات تركيبية دقيقة في معادن النموذج بين أنواع Trojan وغير Trojan D وكذلك بين L4 و L5 Trojans مما يشير إلى اختلاف الظروف التكوينية والتطورية التي أثرت على هذه الهيئات.

الكويكبات من النوع AB - D هي مثال رئيسي للكثير من الكويكبات المظلمة منخفضة البياض والتي لا تعكس الضوء الكافي لتكشف عن امتصاص المعادن التي يمكن اكتشافها. في حين أن الكويكبات من النوع D نادرة نسبيًا في النظام الشمسي الداخلي وحزام الكويكبات الرئيسي ، إلا أنها مهيمنة بين أحصنة طروادة جوفيان. في هذه الدراسة ، قمنا بتطبيق نمذجة Shkuratov للنقل الإشعاعي على أطياف مختبرية من النيازك التي تم قياس وفرة المعادن فيها باستخدام حيود الأشعة السينية (XRD) وصقل Rietveld. يوضح الاتفاق العام للنقل الإشعاعي وتقديرات XRD لوفرة المعادن قابلية تطبيق نهج النقل الإشعاعي على أطياف عديمة الملامح منخفضة البياض. تم تطبيق نمذجة شكوراتوف بعد ذلك على الملاحظات الطيفية الجديدة للكويكبات من النوع D ، جنبًا إلى جنب مع العديد من الأطياف المنشورة سابقًا. تم تصميم وفرة المعادن السطحية لـ 81 كائنًا من النوع D ، بما في ذلك هدف مهمة لوسي التابع لوكالة ناسا (21900) Orus ، باستخدام مجموعات يمكن تصديقها استنادًا إلى نظائرها النيزكية. كشفت نتائج النمذجة أن أنواع D تتكون من: قليل الحديد أوليفين المغنيسيوم السابونيت المهيمن على phyllosilicates مثل pyrrhotite و tholin وكذلك آثار الجليد المائي ومكونات أخرى. توجد اختلافات تركيبية دقيقة في معادن النموذج بين أنواع D-Trojan وغير Trojan وكذلك بين L4 و L5 Trojans مما يشير إلى اختلاف الظروف التكوينية والتطورية التي أثرت على هذه الهيئات.


أسئلة مكررة

يُعتقد أن معظم الكويكبات هي بقايا مادة من القرص النجمي الذي التحم ليشكل الكواكب. تم الآن استبعاد النظريات السابقة المتعلقة بتفكك كوكب بين المريخ والمشتري. لذلك فهي تمثل عينات من النظام الشمسي البدائي ، لم يتغير إلى حد كبير منذ تكوينه قبل 4500 مليون سنة. بالإضافة إلى ذلك ، هناك أدلة على أن بعض الكويكبات مرتبطة بالمذنبات ، إما أن تكون حطامًا مقذوفًا من الجسم الأم ، أو نوى مذنب خاملة.

وتتراوح أحجام الكويكبات من جزيئات الغبار إلى الأجسام المهمة حتى أكبرها ، سيريس ، الذي يبلغ قطره 913 كيلومترًا. يمكن تحديد تكوينها من خلال طيف ضوء الشمس الذي تعكسه.

تنحصر غالبية الكويكبات في حزام الكويكبات الرئيسي الذي يدور حول الشمس بين المريخ والمشتري. تكون مدارات هذه الكويكبات الرئيسية في الحزام مستقرة بشكل عام ، لكن التفاعل المتبادل أو تأثيرات الجاذبية للمريخ أو المشتري يمكن أن يزعجها.

ما هي المذنبات؟

تأتي المذنبات في نوعين رئيسيين ، مذنبات قصيرة المدة ومذنبات طويلة المدة.

يُعتقد أن جميع المذنبات تشترك في نفس التركيب تقريبًا ، بعد أن تكونت أساسًا من نفس مجموعة المواد. لقد تم وصفها بأنها & # 8220dirty snowballs & # 8221 ، وهو وصف تم تعزيزه ، ولكنه معقد من خلال الدراسات التفصيلية لـ Comet Halley في عام 1986. & # 8220Icy mudball & # 8221 قد يكون وصفًا أكثر دقة. المكونات الرئيسية للنواة هي الجليد المتطاير ، بشكل رئيسي الماء الممزوج بالغبار والهيدروكربونات. النواة الوحيدة التي تمت دراستها عن كثب (المذنب هالي) أكثر سوادًا من الفحم ، بسبب طلاء الهيدروكربونات الداكنة. حتى مهمة جيوتو في عام 1986 التي صورت هالي ، كان من المفترض أن تحتوي نوى المذنبات على نسبة عالية من البيدوس ، نظرًا لتكوينها الجليدي. تسبب البياض المنخفض جدًا لهالي في إعادة تقييم ، وبالتالي مراجعة تصاعدية للحجم وتقديرات الكتلة لنوى المذنبات. تتسبب درجات الحرارة المتزايدة مع اقتراب النواة من الشمس في جعل الجليد المتطاير ساميًا ، مما يؤدي إلى إطلاق الغاز والغبار الذي يشكل سحابة ، أو غيبوبة حول النواة ، وعنصر الغبار في & # 8220tail & # 8221 المرتبط بشكل شائع بالمذنبات. العنصر الآخر ، ذيل البلازما ، ناتج عن تفاعل الرياح الشمسية مع الأيونات المنبعثة من النواة أثناء إطلاق الغازات.

هناك أدلة متزايدة (Bailey and Emel-Yanenko، 1997) على أنه قد يكون هناك عدد كبير من المذنبات & # 8220dead & # 8221 التي تحتل مدارات من نوع Halley. بمجرد أن يتفوق المذنب على جميع المواد المتطايرة المتاحة ، ستختفي غيبوبته وذيله ، وستتخذ النواة الخاملة المتبقية مظهر كويكب منخفض البياض. يمكن أن يمثل العثور على مثل هذه الهيئات تحديات جديدة لبرامج البحث ، مما يتطلب استخدام تقنية الأشعة تحت الحمراء.

ما هي الفروق بين النجمي ، المذنب ، النيزك ، النيزك ، النيزك؟

الكويكب جسم صخري صغير وغير نشط نسبيًا يدور حول الشمس.
المذنب جسم صغير نسبيًا ، نشط في بعض الأحيان ، يمكن أن تتبخر جليده في ضوء الشمس مكونًا جوًا (غيبوبة) من الغبار والغاز ، وأحيانًا ذيل من الغبار و / أو الغاز.
نيزك جسيم صغير من مذنب أو كويكب يدور حول الشمس.
نيزك ظاهرة الضوء التي تنتج عندما يدخل نيزك إلى الغلاف الجوي للأرض ويتبخر نجمًا ساطعًا.
نيزك نيزك ينجو من مروره عبر الغلاف الجوي للأرض ويهبط على سطح الأرض.

ما هو كائن قريب من الأرض (NEO)؟

الأجسام القريبة من الأرض (NEOs) هي كويكبات ومذنبات ذات مدارات تقربها بانتظام من الأرض وبالتالي فهي قادرة على ضرب كوكبنا يومًا ما.

يمكنك أيضًا قراءة دليلنا الشامل حول الأجسام القريبة من الأرض.

ما حجم الأجسام القريبة من الأرض الخطرة؟

يحمينا الغلاف الجوي للأرض & # 8217s من معظم الأجسام القريبة من الأرض الأصغر من مبنى المكاتب المتواضع (قطر 40 مترًا ، أو طاقة تأثير تبلغ حوالي 3 ميغا طن). من هذا الحجم الذي يصل قطره إلى حوالي كيلومتر واحد ، يمكن أن يتسبب اصطدام الأجسام القريبة من الأرض بأضرار جسيمة على النطاق المحلي. فوق طاقة تبلغ مليون ميغا طن (قطرها حوالي 2 كيلومتر) ، سيؤدي التأثير إلى أضرار بيئية شديدة على نطاق عالمي. ستكون النتيجة المحتملة & # 8220 تأثير الشتاء & # 8221 مع فقدان المحاصيل في جميع أنحاء العالم والمجاعة والمرض اللاحق. لا تزال التأثيرات الأكبر يمكن أن تسبب انقراضات جماعية ، مثل تلك التي أنهت عصر الديناصورات قبل 65 مليون سنة (قطرها 15 كم وحوالي 100 مليون ميغا طن).

كم عدد الأجسام القريبة من الأرض التي تم اكتشافها حتى الآن؟

اعتبارًا من 24 يونيو 2012 ، تم اكتشاف 9064 كائنًا قريبًا من الأرض. حوالي 847 من هذه الأجسام القريبة من الأرض هي كويكبات يبلغ قطرها حوالي كيلومتر واحد أو أكبر. أيضًا ، تم تصنيف 1318 من هذه الأجسام القريبة من الأرض على أنها كويكبات يحتمل أن تكون خطرة (PHAs).

هل من المتوقع أن تضرب أي نيوس الأرض؟

بحلول نهاية عام 2011 ، اكتشف علماء الفلك أكثر من 90٪ من أكبر الكويكبات القريبة من الأرض (قطر أكبر من كيلومتر واحد). لا يمثل أي من الكويكبات المعروفة تهديدًا ، لكن ليس لدينا طريقة للتنبؤ بالتصادم التالي من جسم غير معروف. يمكن الحصول على عدد NEAs المعروفة يوميًا من موقع مكتب برنامج NASA على https://cneos.jpl.nasa.gov.

ما هي مخاطر الآثار؟

لا نعرف متى سيحدث الاصطدام التالي للأجسام القريبة من الأرض ، لكن يمكننا حساب الاحتمالات. إحصائيًا ، يتمثل الخطر الأكبر في الأجسام القريبة من الأرض التي تبلغ طاقتها حوالي مليون ميغا طن (قطرها حوالي 2 كم). في المتوسط ​​، يصطدم أحد هذه الكائنات بالأرض مرة أو مرتين كل مليون سنة ، مما يؤدي إلى كارثة عالمية من شأنها أن تقتل جزءًا كبيرًا (ولكن غير معروف) من سكان الأرض. تم تقليله إلى المصطلحات الشخصية ، وهذا يعني أن لديك فرصة واحدة تقريبًا من بين 40.000 حالة وفاة نتيجة تصادم. هذه الإحصائيات مثيرة للاهتمام ، لكنها لا تخبرك ، بالطبع ، متى سيحدث التأثير الكارثي القادم & # 8211 العام المقبل أو مليون سنة من الآن. الغرض من Spaceguard Survey ليس تحسين هذه التقديرات الإحصائية ، ولكن للعثور على أي صخرة فردية قد تكون في مسار تصادم.

ما مقدار التحذير الذي سنحصل عليه؟

مع بقاء العديد من الأجسام القريبة من الأرض غير مكتشفة ، سيكون التحذير الأكثر احتمالاً اليوم هو صفر & # 8212 ، فإن أول مؤشر على حدوث تصادم سيكون وميض الضوء واهتزاز الأرض عند اصطدامه. في المقابل ، إذا اكتشفت المسوحات الحالية فعليًا جسمًا قريبًا من الأرض في مسار تصادم ، فإننا نتوقع عدة عقود من التحذير. أي NEO سيضرب الأرض سوف يتأرجح بالقرب من كوكبنا عدة مرات قبل أن يضرب ، ويجب اكتشافه من خلال عمليات بحث شاملة في السماء مثل Spaceguard. في جميع الحالات تقريبًا ، إما أن يكون لدينا مهلة طويلة أو لا شيء على الإطلاق.

ما هو الوين والأبلوس والأمور؟

Atens و Apollos و Amors هي مجموعات فرعية من الكويكبات القريبة من الأرض ، ويتم تصنيفها حسب مداراتها. الأجسام القريبة من الأرض هي كويكبات ومذنبات بمسافة الحضيض أقل من 1.3 AU. الغالبية العظمى من الأجسام القريبة من الأرض هي كويكبات ، يشار إليها باسم الكويكبات القريبة من الأرض (NEAs). تنقسم NEAs أيضًا إلى المجموعات التالية وفقًا لمسافة الحضيض (q) ومسافة الأوج (Q) ومحاورها شبه الرئيسية (أ):

مجموعة وصف تعريف
NEAs الكويكبات القريبة من الأرض ف & lt1.3 AU
أتينز المناطق القريبة من الأرض التي تعبر الأرض بمحاور شبه رئيسية أصغر من الأرض & # 8217s (سميت على اسم كويكب 2062 أتون). & lt1.0 AU ، Q & GT0.983 AU
أبولوس المناطق القريبة من الأرض التي تعبر الأرض بمحاور شبه رئيسية أكبر من الأرض & # 8217s (سميت على اسم كويكب 1862 أبولو). a & gt1.0 AU ، q & lt1.017 AU
أمور المناطق القريبة من الأرض التي تقترب من الأرض مع مدارات خارجية للأرض & # 8217s ولكن داخلية للمريخ & # 8217 (سميت على اسم الكويكب 1221 أمور). a & gt1.0 AU ، 1.017 & lt q & lt1.3 AU

ما هو الأستيرويد الخطير المحتمل (PHA)؟

الكويكبات التي يُحتمل أن تكون خطرة (PHAs) يتم تحديدها حاليًا استنادًا إلى معايير تقيس إمكانية الكويكب & # 8217s لجعل الاقتراب من الأرض مهددة. على وجه التحديد ، تعتبر جميع الكويكبات ذات مسافة تقاطع المدار الأدنى (MOID) 0.05 AU أو أقل والقدر المطلق (H) من 22.0 أو أقل PHAs. بعبارة أخرى ، الكويكبات التي يمكن & # 8217t الاقتراب من الأرض (أي MOID) من 0.05 AU (حوالي 7،480،000 كم أو 4650،000 ميل) أو أصغر من حوالي 150 متر (500 قدم) في القطر (أي H = 22.0 مع افتراض البياض 13٪) ليس تعتبر PHA.

هذا & # 8220potential & # 8221 لجعل الاقتراب من Earth قريبًا يفعل ليس يعني PHA إرادة تأثير الأرض. هذا يعني فقط أن هناك إمكانية لمثل هذا التهديد. من خلال مراقبة PHA هذه وتحديث مداراتها مع توفر ملاحظات جديدة ، يمكننا التنبؤ بشكل أفضل بإحصاءات الاقتراب القريب وبالتالي تهديد تأثيرها على الأرض.

كيف يتم حساب المدار؟

يتم حساب مدار الكويكب & # 8217s عن طريق إيجاد المسار الإهليلجي حول الشمس الذي يناسب الملاحظات المتاحة للكائن على أفضل وجه. وهذا يعني أن المسار المحسوب للكائن & # 8217s حول الشمس يتم ضبطه حتى تتطابق التنبؤات الخاصة بالمكان الذي كان يجب أن يظهر فيه الكويكب في السماء في عدة أوقات مرصودة مع المواضع التي شوهد فيها الجسم بالفعل في نفس الأوقات. نظرًا لاستخدام المزيد والمزيد من الملاحظات لتحسين مدار الكائن & # 8217s ، أصبحنا أكثر ثقة في معرفتنا بمكان وجود الكائن في المستقبل.

لماذا تبدو حساباتك الأولى للمدار أكثر تهديدًا من العمليات اللاحقة؟

نظرًا لأن المدارات الناشئة عن مجموعات المراقبة المحدودة للغاية غير مؤكدة بدرجة أكبر ، فمن الأرجح أن مثل هذه المدارات سوف & # 8220permit & # 8221 تأثيرات مستقبلية. ومع ذلك ، يمكن في كثير من الأحيان استبعاد مثل هذه التنبؤات المبكرة حيث نقوم بدمج المزيد من الملاحظات وتقليل عدم اليقين في مدار الكائن & # 8217s. في أغلب الأحيان ، سينخفض ​​التهديد المرتبط بكائن معين مع توفر ملاحظات إضافية ، وبالتالي سيتم نشر الكائنات في صفحة مخاطر التأثير الخاصة بنا وإزالتها منها لاحقًا. ستبدأ قيم Palermo Scale عادةً بقيم أقل سالبة عندما يكون مدار الكائن & # 8217s غير مؤكد ويتطور إلى المزيد من القيم السلبية (وفي النهاية خارج القائمة) حيث تسمح المزيد والمزيد من الملاحظات بتحسين مدار الكائن & # 8217s باستمرار.

من ناحية أخرى ، في الحالة غير المحتملة حيث يستمر حدث تأثير محتمل معين حتى يتم تقييد المدار بشكل جيد نسبيًا ، فإن احتمالية التأثير والمخاطر المرتبطة به سوف تميل إلى الزيادة مع إضافة الملاحظات. هذا ليس متناقضًا للغاية: إذا كان كويكب قريبًا جدًا من الأرض ، فلا يمكن استبعاد حدوث تصادم مبكرًا. تميل احتمالية الاصطدام إلى النمو مع تحسين المدار وإزالة المسارات البديلة والأكثر أمانًا. في النهاية ، سينخفض ​​احتمال الاصطدام (عادةً بشكل مفاجئ تمامًا) إلى الصفر ، أو إذا كان الكويكب بالفعل في مسار تصادم ، فسيستمر في النمو حتى يصل إلى 100٪.

ما مدى سرعة بدء البحث عن الاصطدامات المحتملة بعد الاكتشاف؟

عندما يتم الإعلان عن اكتشاف NEA جديد من قبل Minor Planet Center (MPC) ، فإن Sentry تلقائيًا (عادة في غضون ساعة أو ساعتين) يعطي الأولوية للكائن لتحليل مخاطر التأثير. إذا كان تحليل تحديد الأولويات يشير إلى أن الكويكب لا يمكن أن يمر بالقرب من الأرض أو أن مداره محدد جيدًا جدًا ، فلن يتم متابعة البحث غير الخطي المكثف حسابيًا عن التأثيرات المحتملة. من ناحية أخرى ، إذا اعتبر البحث ضروريًا ، فسيتم إضافة الكائن إلى قائمة انتظار الكائنات التي تنتظر التحليل. يتم تحديد موقعه في قائمة الانتظار من خلال الاحتمالية المقدرة لإمكانية العثور على التأثيرات المحتملة.

كم مرة تتغير هذه النتائج؟

يتم تحديث مدارات NEA وجداول الاقتراب الإغلاق بشكل مستمر وتلقائي كلما توفرت ملاحظات جديدة ، بشكل عام في غضون ساعتين من إصدار المعلومات. عندما يتم تحديث مدار NEA ، تتم إعادة ترتيب الجسم حسب الأولوية ، وإذا كان ذلك مناسبًا ، يتم إعادة وضعه في قائمة انتظار للبحث عن تأثير محتمل جديد. هذه العملية مستمرة & # 8211 تجري في أي وقت ، ليلا ونهارا ، سبعة أيام في الأسبوع.

لماذا لا تكون النتائج المنشورة من قبل نيود هي نفسها التي نشرتها الدائرة؟

الاختلافات بين النظامين ليست كبيرة بشكل عام ، وهي مطمئنة إلى حد ما. لا يُتوقع أن تنتج الأنظمة المستقلة التي تستخدم برامج وأساليب نظرية مختلفة نفس النتائج من عمليات البحث الإحصائية. أظهرت التجربة أن هناك اتفاقًا ممتازًا بين النظامين بشأن عمليات الكشف عن الاصطدامات المحتملة الأكثر خطورة.

ينبع أحد الاختلافات بين النظامين من مناهج مختلفة لحساب احتمالية التأثير. هذا الحساب تقريبي بطبيعته ، ويمكن استخدام تقنيات مختلفة باحتمالات تأثير مختلفة بعامل من عشرة أو نحو ذلك ليست استثنائية.

هناك تباين مهم آخر وهو أن Sentry يستخدم إستراتيجية مختلفة لأخذ العينات ، واحدة يجب أن تكتشف تقريبًا جميع التأثيرات المحتملة مع احتمال أكبر من 10-8 (1 في 100 مليون) ، ولا يبذل الكثير من الجهد لمتابعة الحالات الأقل احتمالية ، على الرغم من أنه قد يجد بعضًا منها على أي حال. على أي حال ، لا يتم نشر أي شيء له احتمالية تأثير أقل من 10-10 (1 في 10 مليار) بواسطة Sentry. في المقابل ، قد لا تكتشف NEODyS أكبر عدد من التأثيرات المحتملة عند الاحتمالات أقل من 10-6 (1 في 1 مليون) ، ولكن في حالات معينة يمكنها اكتشاف أحداث احتمالية منخفضة جدًا لا يكتشفها Sentry.

كيف يمكننا حماية أنفسنا؟

تعتبر تأثيرات الأجسام القريبة من الأرض هي الخطر الطبيعي الرئيسي الوحيد الذي يمكننا حماية أنفسنا منه بشكل فعال ، عن طريق تشتيت (أو تدمير) الأجسام القريبة من الأرض قبل أن تصل إلى الأرض. تتمثل الخطوة الأولى في أي برنامج للدفاع الكوكبي في العثور على الأجسام القريبة من الأرض التي يمكننا حمايتها من شيء لا نعلم بوجوده. نحتاج أيضًا إلى وقت تحذير طويل ، على الأقل عقد من الزمان ، لإرسال مركبة فضائية لاعتراض الجسم وتحريفه. تمت دراسة العديد من المخططات الدفاعية بطريقة أولية ، لكن لم تتم دراسة أي منها بالتفصيل. في حالة عدم وجود دفاع نشط ، فإن التحذير من وقت ومكان وقوع التأثير سيسمح لنا على الأقل بتخزين الطعام والإمدادات وإخلاء المناطق القريبة من نقطة الصفر حيث سيكون الضرر أكبر.

لماذا دراسة الأستيرويد؟

يرجع الاهتمام العلمي بالكويكبات إلى حد كبير إلى حالتها باعتبارها الحطام المتبقي من عملية تكوين النظام الشمسي الداخلي. نظرًا لأن بعض هذه الأجسام يمكن أن تصطدم بالأرض ، فإن الكويكبات مهمة أيضًا لتعديل المحيط الحيوي للأرض بشكل كبير في الماضي. سوف يستمرون في القيام بذلك في المستقبل. بالإضافة إلى ذلك ، توفر الكويكبات مصدرًا للمواد المتطايرة وإمدادات غنية للغاية من المعادن التي يمكن استغلالها لاستكشاف واستعمار نظامنا الشمسي في القرن الحادي والعشرين.

تمثل الكويكبات الأجزاء والقطع المتبقية من العملية التي شكلت الكواكب الداخلية ، بما في ذلك الأرض. الكويكبات هي أيضًا مصادر معظم النيازك التي ضربت سطح الأرض والعديد من هذه النيازك قد خضعت بالفعل لتحليلات كيميائية وفيزيائية مفصلة. إذا أمكن تحديد كويكبات معينة كمصادر لبعض النيازك المدروسة جيدًا ، فإن المعرفة التفصيلية لتكوين وتركيب النيزك # 8217s ستوفر معلومات مهمة عن الخليط الكيميائي ، والظروف التي تشكلت منها الأرض منذ 4.6 مليار سنة. خلال النظام الشمسي المبكر ، ربما تم إحضار الجزيئات القائمة على الكربون والمواد المتطايرة التي كانت بمثابة اللبنات الأساسية للحياة إلى الأرض عبر تأثيرات الكويكبات والمذنبات. وبالتالي ، فإن دراسة الكويكبات ليست مهمة فقط لدراسة الخليط الكيميائي البدائي الذي تشكلت منه الأرض ، فقد تحمل هذه الأجسام مفتاحًا لكيفية تسليم اللبنات الأساسية للحياة إلى الأرض المبكرة.

يتم قصف الأرض كل يوم بأكثر من 100 طن من الغبار وجزيئات بحجم الرمال. العديد من الجسيمات الواردة صغيرة جدًا بحيث يتم تدميرها في الغلاف الجوي للأرض قبل أن تصل إلى الأرض. غالبًا ما يُنظر إلى هذه الجسيمات على أنها شهب أو نجوم ساقطة. تنشأ الغالبية العظمى من جميع المواد بين الكواكب التي تصل إلى سطح الأرض نتيجة شظايا تصادم الكويكبات التي اصطدمت ببعضها البعض منذ عدة دهور. مع فاصل متوسط ​​يبلغ حوالي 100 عام ، من المتوقع أن تصل كويكبات صخرية أو حديدية أكبر من حوالي 50 مترًا إلى سطح الأرض وتسبب كوارث محلية أو تنتج موجات المد التي يمكن أن تغمر المناطق الساحلية المنخفضة. في المتوسط ​​كل بضع مئات الآلاف من السنين أو نحو ذلك ، يمكن أن تسبب الكويكبات التي يزيد حجمها عن ميل واحد كوارث عالمية. في هذه الحالة ، سينتشر الحطام الناتج عن الاصطدام في جميع أنحاء الغلاف الجوي للأرض ، بحيث تعاني الحياة النباتية من المطر الحمضي ، والحجب الجزئي لأشعة الشمس ، ومن العواصف النارية الناتجة عن تسخين الحطام المتساقط على سطح الأرض. إن احتمال اصطدام كويكب بالأرض والتسبب في أضرار جسيمة بعيد جدًا ، لكن العواقب المدمرة لمثل هذا الاصطدام تشير إلى أنه يجب علينا دراسة أنواع مختلفة من الكويكبات عن كثب لفهم تكوينها وهياكلها وأحجامها ومساراتها المستقبلية

الكويكبات التي يُحتمل أن تكون الأكثر خطورة لأنها يمكن أن تقترب عن كثب من الأرض هي أيضًا الأشياء التي يمكن استغلالها بسهولة للحصول على المواد الخام. These raw materials could be used in developing the space structures and in generating the rocket fuel that will be required to explore and colonize our solar system in the twenty-first century. By closely investigating the compositions of asteroids, intelligent choices can be made as to which ones offer the richest supplies of raw materials. It has been estimated that the mineral wealth resident in the belt of asteroids between the orbits of Mars and Jupiter would be equivalent to about 100 billion dollars for every person on Earth today.

WHY STUDY COMETS?

Life on Earth began at the end of a period called the late heavy bombardment, some 3.8 billion years ago. Before this time, the influx of interplanetary debris that formed the Earth was so strong that the proto-Earth was far too hot for life to have formed.

Under this heavy bombardment of asteroids and comets, the early Earth’s oceans vaporized and the fragile carbon-based molecules, upon which life is based, could not have survived. The earliest known fossils on Earth date from 3.5 billion years ago and there is evidence that biological activity took place even earlier – just at the end of the period of late heavy bombardment. So the window when life began was very short. As soon as life could have formed on our planet, it did. But if life formed so quickly on Earth and there was little in the way of water and carbon-based molecules on the Earth’s surface, then how were these building blocks of life delivered to the Earth’s surface so quickly? The answer may involve the collision of comets with the Earth, since comets contain abundant supplies of both water and carbon-based molecules.

As the primitive, leftover building blocks of the outer solar system formation process, comets offer clues to the chemical mixture from which the giant planets formed some 4.6 billion years ago. If we wish to know the composition of the primordial mixture from which the major planets formed, then we must determine the chemical constituents of the leftover debris from this formation process – the comets. Comets are composed of significant fractions of water ice, dust, and carbon-based compounds.

Since their orbital paths often cross that of the Earth, cometary collisions with the Earth have occurred in the past and additional collisions are forthcoming. It is not a question of whether a comet will strike the Earth, it is a question of when the next one will hit. It now seems likely that a comet or asteroid struck near the Yucatan peninsula in Mexico some 65 million years ago and caused a massive extinction of more than 75% of the Earth’s living organisms, including the dinosaurs.

Comets have this strange duality whereby they first brought the building blocks of life to Earth some 3.8 billion years ago and subsequent cometary collisions may have wiped out many of the developing life forms, allowing only the most adaptable species to evolve further. Indeed, we may owe our preeminence at the top of Earth’s food chain to cometary collisions. A catastrophic cometary collision with the Earth is only likely to happen at several million year intervals on average, so we need not be overly concerned with a threat of this type. However, it is prudent to mount efforts to discover and study these objects, to characterize their sizes, compositions and structures and to keep an eye upon their future trajectories.

As with asteroids, comets are both a potential threat and a potential resource for the colonization of the solar system in the twenty first century. Whereas asteroids are rich in the mineral raw materials required to build structures in space, the comets are rich resources for the water and carbon-based molecules necessary to sustain life. In addition, an abundant supply of cometary water ice can provide copious quantities of liquid hydrogen and oxygen, the two primary ingredients in rocket fuel. One day soon, comets may serve as fueling stations for interplanetary spacecraft.


3. Results for Select Asteroids

Here we apply the methodology described above to AO radar observations of NEA (53319) 1999 JM8, allowing direct comparison with previous polarimetric analyses in Benner et al. (2002) and Carter (2005) and observations of NEAs (101955) Bennu and (33342) 1998 WT24, demonstrating the polarimetric diversity among NEAs. The NEA 1998 WT24 is a good example of E-type asteroids, for which the measured CPR is typically much greater than for S- and C-type asteroids (Benner et al. 2008). These data are gain calibrated using daily system temperature measurements. Correlated calibration data, required for phase calibration, do not exist for these data, so we do not calculate the polarization angle however, we reiterate that the measured DLP is unaffected by phase calibration.

Our basic data processing follows the methodology described in Carter (2005). We refer to those data pertaining to one transmit/receive cycle as one "run" and to each independent delay-Doppler image contained within each run as one "look." For a given run, we first decode and Fourier transform the raw complex voltage time series to produce complex voltage delay-Doppler images for both OC and SC channels. We cannot incoherently sum complex delay-Doppler images, so these data contain one look per run. We then use these images with Equation (2) to create delay-Doppler images of each Stokes parameter for each run. The background (system) noise level is calculated from off-source areas and subsequently subtracted from images of س1 و س4. There is no system noise component in the images of س2 و س3 as a result of the cross-correlation in Equation (2) (Campbell 2012 Raney 2019). Images of each Stokes parameter (resulting from individual runs) are gain calibrated and summed to increase the resulting S/N (increasing the number of looks), as is discussed in more detail for each asteroid. These summed Stokes parameter images are then used to derive the CPR, DLP, DP, and m-chi for each asteroid. All images presented in this paper are masked to only show pixels with an S/N higher than 4σ (4 standard deviations of the noise power), a threshold that was arrived at through trial and error.

The correction for changes in parallactic angle described in Section 2.2 redistributes power between س2 و س3. Since we have not phase calibrated our observations, this added correction is not relevant for our analysis, and we do not apply parallactic angle corrections. As mentioned in Section 2.2, the DLP is invariant to rotation and so is unaffected by parallactic angle correction. We also omit Müller matrix corrections from the present analysis, since these are higher order than phase calibration however, we note that these are important to consider for future planetary radar polarimetry efforts in measuring the linear polarization angle.

3.1. (53319) 1999 JM8

(53319) 1999 JM8 (alternate designation 1990HD1) is a P-type (Binzel et al. 2004 SMASSII taxonomy) NEA and potentially hazardous asteroid (PHA) that was observed by the GSSR in 1999 July–August and the AO in 1999 August at a distance of

0.06 au (Benner et al. 2002). With an estimated diameter of

7 km and rotation period of

7 days, these observations had a high S/N with thousands of pixels in delay-Doppler images at a range resolution of 15 m pixel −1 . Due to the limited integration time for each run and slow rotation period, these data required significant zero-padding of the complex voltage time series for 1999 JM8 to be resolved in Doppler with a corresponding resolution of 0.0047 Hz pixel −1 . This causes leakage of the signal into adjacent Doppler bins, resulting in horizontal smearing in delay-Doppler images. In our analysis, we consider data obtained at the AO on 1999 August 1–3 (Figure 1). We sum all runs from each day to increase the S/N without significantly smearing the image owing to the slow rotation period of

60 minutes of data per day corresponds to 2.4°–2.8° of rotation. We spatially average the images to further increase the S/N by convolving the images with a 2 & # x00d7 2 boxcar filter, resulting in an effective range resolution of 30 m pixel −1 and Doppler resolution of 0.0094 Hz pixel −1 .

شكل 1. Delay-Doppler images (range increasing from top to bottom, frequency increasing from left to right) of total power (س1) in units of standard deviations above the rms noise (color bar excluded to reduce clutter), CPR, DLP, DP, and m-chi decomposition for AO radar data of 1999 JM8 collected on 1999 August 1–3. In these images, the vertical axis corresponds to the measured distance from the radar (range in the spatial domain and delay in the time domain) with a spatial resolution of 30 m pixel −1 . The horizontal axis corresponds to the Fourier transform of all measurements at a given range bin, resulting in spectra showing the Doppler dispersion at that range resulting from the rotation of the target along the radar line of sight, with a resolution of 0.0094 Hz pixel −1 . In our analysis, we are only interested in the relative range and Doppler measurements across a target, so we exclude axis labels giving absolute values, which are relevant for astrometric corrections of a measurement relative to the observing ephemeris.

Total power images (س1) in Figure 1 highlight the numerous concavities, facets, and topographic variations visible on the surface. The CPR images are clipped to an upper value of 0.5 to highlight variations among the relatively low values across the surface. At low incidence angles near the subradar point, the CPR is near minimum in each image and generally increases with incidence angle as the dominant form of backscattering transitions from quasi-specular to diffuse. As noted in Benner et al. (2002), the CPR image for August 2 shows a region near the trailing edge with significantly lower CPR than its surroundings, which is likely a flat facet perpendicular to the radar line of sight. The DLP images are clipped to an upper value of 0.5 and follow a similar trend as CPR, with the largest values close to the trailing edge. Similar values of DLP for each day were reported in Carter (2005) that were interpreted as indicating a penetrable regolith layer on the surface. Images of CPR and DLP in Figure 1 show that our methodology for Stokes polarimetry is able to replicate previous results from Benner et al. (2002) and Carter (2005). The DP image shows increasing depolarization with incidence angle, with some concentrated regions near either Doppler extent. The low CPR region identified in the CPR image from 1999 August 2 is visible in the DP image as being highly polarized relative to its surroundings, supporting the interpretation that this region is a relatively flat facet perpendicular to the radar line of sight resulting in increased quasi-specular single scattering. ال m-chi decomposition shows that blue is the dominant color, with some concentrated regions of green and very little red. We discuss the implications of these colors further in Section 5.

3.2. (101955) Bennu

(101955) Bennu (1999RQ36, hereafter Bennu) is a B-type (Clark et al. 2011 Bus-DeMeo taxonomy) NEA and PHA and at the time of writing was being orbited by NASA's OSIRIS-REx spacecraft with plans for future sample return to Earth. The GSSR and AO observed Bennu in its discovery apparition in 1999 September, as well as in 2005 and 2011 (just the AO Nolan et al. 2013). The 1999 apparition was the closest at

0.016 au, providing the highest-S/N images with 15 m pixel −1 range resolution. With a mean diameter of 490.06 ± 0.16 m and a sidereal rotation period of 4.296057 ± 0.000002 hr (Lauretta et al. 2019), Bennu was resolved in several hundred pixels in delay-Doppler images. Carter (2005) noted that the north–south ambiguity of delay-Doppler images can be particularly prominent for morphologically complex small bodies, implying that the Stokes parameters for a given pixel can represent an average of several physical surface locations. They discuss that for spherical objects, summing runs over a full rotation increases this averaging effect, allowing for a view of the average surface properties. Given Bennu's surface, with thorough coverage of decimeter-scale and larger rubble and relatively spherical shape, we perform a polarimetric analysis of 229 runs with 0.075 Hz pixel −1 Doppler resolution (some minor zero-padding) summed from data obtained on 1999 September 24 to understand what radar scattering processes dominate across the entire surface (Figure 2). Analysis of radar polarimetry projected onto the OSIRIS-REx shape model would likely produce interesting results for specific surface orientations but is outside the scope of our preliminary analysis. Summing 229 scans corresponds to averaging the surface properties over

173° of rotation. This spatial averaging also reduces the prominent "self-noise," or Rayleigh-fading, noise component that is particularly present in those 1999 data (Nolan et al. 2013 Ulaby & Long 2014).

الشكل 2. Delay-Doppler images (range increasing from top to bottom, frequency increasing from left to right) of total power (س1) in units of standard deviations above the rms noise, CPR, DLP, DP, and m-chi decomposition for AO radar data of Bennu collected on 1999 September 24.

In Figure 2, there is power leakage, or "ringing" (Magri et al. 2007), visible at the edges of the asteroid, most prominently the leading edge, which is typical of high-S/N delay-Doppler images and exaggerated by slight zero-padding in the Doppler dimension. For this reason, pixels at the horizontal extents of delay-Doppler images of Bennu, and all other image regions where this effect could be relevant, should be interpreted with caution. Some of these edge effects might also be due to the deviations of Bennu from a perfectly spherical shape. Values of CPR in Figure 2 are low, consistent with the disk-integrated CPR of 0.18 ± 0.03 derived from analysis of continuous wave data (Nolan et al. 2013). The DLP values are low across the image, with some higher values near the trailing edge at higher incidence angles (

80°). Anomalously high (0.4–0.5) values of DLP near the leading edge and either Doppler extent are likely due to noise. The DP image shows that 37% of the radar echo is depolarized (Table 1). As expected, at low incidence angles near the subradar point, the return is dominantly polarized however, the rest of the surface is somewhat homogeneously depolarized. ال m-chi decomposition image indicates that blue and green are the dominant colors, with virtually no red present, similar to 1999 JM8.

الجدول 1. PDF Fit Statistics

AsteroidPolarimetric ParameterPDFModeStandard Deviation
1999 JM8DPGaussian0.62 ± 0.080.13
CPROffset-Rayleigh 0.10
DLPOffset-Rayleigh0.10 ± 0.070.08
m-chi redOffset-Rayleigh<0.170.05
m-chi greenGaussian0.41 ± 0.040.06
m-chi blueGaussian0.53 ± 0.020.07
BennuDPOffset-Rayleigh0.63 ± 0.030.06
CPRGaussian0.21 ± 0.010.05
DLPOffset-Rayleigh<0.090.04
m-chi redOffset-Rayleigh<0.140.05
m-chi greenGaussian0.41 ± 0.020.03
m-chi blueOffset-Rayleigh0.55 ± 0.010.03
1998 WT24 (10 runs)DPOffset-Rayleigh0.5 ± 0.20.2
CPROffset-Rayleigh0.8 ± 0.20.6
DLPOffset-Rayleigh<0.30.2
m-chi redGaussian0.3 ± 0.10.1
m-chi greenGaussian0.4 ± 0.10.1
m-chi blueGaussian0.3 ± 0.10.1
1998 WT24 (100 runs)DPOffset-Rayleigh0.20 ± 0.080.12
CPROffset-Rayleigh0.9 ± 0.10.3
DLPOffset-Rayleigh0.15 ± 0.090.11
m-chi redGaussian0.22 ± 0.060.10
m-chi greenGaussian0.57 ± 0.040.10
m-chi blueGaussian0.19 ± 0.070.10

3.3 (33342) 1998 WT24

(33342) 1998 WT24 is an E-type (Binzel et al. 2002 Tholen taxonomy) NEA and PHA with one of the highest optical albedos, صالخامس = 0.52 ± 0.2 (Harris et al. 2007), and disk-integrated radar CPR, μج = 0.97 ± 0.10 (Busch et al. 2008), measured for any asteroid. This object was observed from the GSSR, AO, Evpatoria Planetary Radar, and Medicina Radio Observatory in 2001 in a series of monostatic and bistatic campaigns and from the GSSR, AO, GBT, and Parkes Observatory (PO) in bistatic configuration with the Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) transmitting in 2015. The bistatic observation between the PO and CDSCC represents the second detection of an asteroid using planetary radar from the Southern Hemisphere (Benson et al. 2017). The NEA 1998 WT24 has a diameter of

415 m (Busch et al. 2008) and relatively short rotation period of 3.697 hr (Krugly et al. 2002 Pravec et al. 2007 Busch et al. 2008). In this paper, we use AO radar data from 2015 December 15, when 1998 WT24 was observed at

0.028 au at a range resolution of 7.5 m pixel −1 and Doppler resolution of

0.06 Hz pixel −1 (no zero-padding). We analyze sums of 10 and 100 runs to compare the average radar scattering properties with those for a specific surface orientation. Figure 3 shows our resulting images when summing 10 (

196° of rotation) runs of AO data from 2015 December 15.

الشكل 3. Delay-Doppler images (range increasing from top to bottom, frequency increasing from left to right) of total power (س1) in units of standard deviations above the rms noise, CPR clipped at 1.5, DLP, DP, and m-chi decomposition for AO radar data of (33342) 1998 WT24 collected on 2015 December 15. The top row is the result of summing the first 10 runs, and the bottom row is the result of summing all 100 runs.

When summing 10 runs of 1998 WT24, the prominent ridge between large basins mentioned in Busch et al. (2008) is visible in the images. The CPR values are high across the entire surface, with the lowest found at the subradar point. The DLP similarly shows high values, although not in as many areas as the CPR. When summing 100 runs, the prominent ridge is no longer apparent, and the resulting image looks more like a semicircle, as expected. As with 10 runs, the CPR values for 100 runs are high, often higher than 1. However, the DLP summed over 100 runs shows lower values when compared with the DLP summed over 10 runs. The NEA 1998 WT24 shows a much wider range of values for the DP and m-chi decomposition compared to 1999 JM8 and Bennu. ال m-chi decomposition is strikingly different when compared with those for 1999 JM8 and Bennu, with green being the dominant color and roughly equal amounts of blue and red present. The DP summed over 100 runs is statistically distinct from the sum over 10 runs, although the difference is small (Table 1). ال m-chi decomposition summed over 100 runs shows similar properties to that for 10 runs, although with green more dominant over the entire image.

3.4. Quantitative Comparison

For each image given in Figures 1–3, we compute a histogram corresponding to all pixel values greater than 4σ in total power, س1 (since these images only show pixels that meet this criterion, the histograms correspond to all visible pixels). Each histogram is given as a probability density, normalized so that the integral of each equals 1. The histograms for the CPR and DLP are given in Figure 4 and for the DP and m-chi decomposition in Figure 5. Data from each day of observations of 1999 JM8 are similar, so we only report histograms of those data from 1999 August 2.

الشكل 4. Histograms and PDF fits for CPR and DLP images of 1999 JM8, Bennu, and 1998 WT24.

الشكل 5. Histograms and PDF fits for DP and m-chi decomposition images of 1999 JM8, Bennu, and 1998 WT24. ال m-chi RGB values have been normalized from zero to 1.

Visually, some of the histograms appear Gaussian-distributed, whereas others appear closer to a Rayleigh distribution. The echo power in a single look is Rayleigh-distributed due to self-noise however, as the number of looks in an image increases, this distribution should tend toward Gaussian due to the central limit theorem. For the sake of quantitative comparison between the different data sets, we fit all histograms with either the Gaussian probability density function (PDF) or the offset-Rayleigh PDF described in Carter et al. (2017):

In Equation (7), ج refers to the offset in the Rayleigh distribution from zero, and أ is the mode. The PDF with the lowest rms error fit is plotted for each histogram, with the fitted parameters in Table 1.

We calculate the uncertainty in our DLP measurements following Carter (2005), assuming the same 4% error due to cross-coupled power as was measured for Venus. The uncertainties in the remaining parameters are propagated from the thermal and self-noise following standard error propagation, except for the CPR, for which an equivalent confidence interval is calculated using Fieller's theorem (Ostro et al. 1992). We separately fit PDFs to histograms derived from image pixel values ±1σ to estimate the uncertainty in the modes of the histograms. These exclude systematic uncertainties, such as the gain variations across the primary reflector, which we estimate as an additional 10% error (Ostro et al. 1992 Magri et al. 2007 Shepard et al. 2015). The variance of each distribution results from a combination of true random error and actual variability in the surface properties of the observed asteroids, whereas the 1σ uncertainty reported for each mode is only the random error. For each histogram, we note that the PDF standard deviation is greater than the 1σ uncertainty in the mode of the fitted PDF, indicating that there is likely a variation in surface properties of all three asteroids over the range of observed rotation phases. Images composed of many looks, such as for 1999 JM8 and Bennu, that are best fit by the offset-Rayleigh distribution further indicates that there is surface variation, since the distribution has not reduced to a Gaussian. The polarimetric radar properties of 1999 JM8 and Bennu are quantitatively very similar. In comparison, radar echoes from 1998 WT24 have a higher CPR and DLP and are more depolarized. The standard deviation in the PDFs for CPR and DLP images of 1998 WT24 is reduced from 10 to 100 runs, as is expected from the increased number of looks. The modes of PDFs for DP, m-chi green, and m-chi blue images of 1998 WT24 are statistically distinct from 10 to 100 runs, indicating that the average surface properties are different than those sampled in a more specific geometry of the 10 runs.


Would You Like to Be a Space Miner?

Planetary Resources, the company that is planning to mine near-Earth asteroids , has received a ton of email from fans wanting to participate in their exciting venture. So much that it may open the possibility for you to be part of this.

New Asteroid Mining Company May Solve World's Economic Problems

This Tuesday, a group of billionaires and former NASA scientists will announce Planetary Resources…

Of course, your participation is not going to be like Larry Page or James Cameron's—who are board members and investors in the company. And don't think about pulling a Bruce Willis either. The founders are thinking about "adding additional capacity in [their] production run, and either offering you access to a portion of [their] orbiting spacecraft or, if there's enough demand, actually build you an additional Space Telescope for your own use." They say it would probably do this through Kickstarter if enough people ask for it. They have a couple ideas about how this may happen:

• $100 for a chance to direct the Arkyd-100 Space Telescope and take a high-resolution photograph of anywhere on Earth that you choose (except the Googleplex)… or, some other celestial body. Current space telescopes charge more than $10,000 for a directed photo of that resolution!

• A desktop scale model of the Arkyd-100 Space Telescope

• A half-day at the controls of a satellite, allowing you to take up to approximately 50 photos from space.

• An exclusive invitation to the Planetary Resources Launch Party – with the whole Arkyd Team and potentially some of the Planetary Resources board members.

They are asking people to submit their own ideas and vote their favorite ideas at Planetary Resources' blog.

How does asteroid mining work?

There are 9,000 asteroids near Earth. Of those, about 1,500 are within easy reach using the same or less power than what was used to go to the moon. Planetary Resources want to investigate the composition of those and pick up the best targets.

These asteroids are loaded with two things. Some of have a high content of water ice, which could be converted into solid oxygen and solid hydrogen to provide rocket fuel for exploration in its un-altered form, it could help support life in space. Harvesting water from asteroids will make space travel really inexpensive, allowing for an industry to blossom in space.

Other asteroids are rich in rare metals, like platinum or gold. An abundance of these metals will enable easier acces to technology that is currently prohibitively expensive.

One small asteroid of, say, 50 meters in diameter could contain billions of dollars worth of these metals, pure and ready for easy extraction. Likewise, an icy asteroid of the same size could contain enough water to power the entire space shuttle program.

First, within two years, the company will send prospectors to low-earth orbit. Called the Arkyd 100 series, these machines will be cheap and networked together. They will track near earth asteroids (NEA) and asses the possibility to reach them and mine them.

Within a decade, they will launch a swarm of prospectors with propulsion capabilities. They will be the Arkyd 200 and 300 series. These will approach asteroids and analyze their composition.

After identifying the best candidates in terms of distance, speed, physical stability, and composition, they will launch the actual mining spacecraft.

Some of them may be swarms that will grab asteroids and bring them closer to Earth for mining. Others will be large containers that will engulf the asteroids to move them and process them. [ Planetary Resources' ]


How NEA Scout Works

NEA Scout launches to the Moon in 2021 with a fleet of other small satellites aboard Artemis 1, the inaugural test flight of the Space Launch System (SLS). The giant NASA rocket will blast an uncrewed Orion spacecraft to lunar orbit and back.

At the Moon, NEA Scout will deploy its 86-square-meter (926 square feet) solar sail and slowly spiral out of lunar orbit. It will travel to a near-Earth asteroid and perform a slow fly-by, capturing up-close images of the surface. The target asteroid named in the past is 1991 VG, but the actual asteroid chosen will depend on the Artemis 1 launch date.

NEA Scout sail unfurled Image: NASA / Emmett Given


الملخص

We report radar observations of near-Earth asteroid (469896) 2005 WC1 that were obtained at Arecibo (2380 MHz, 13 cm) and Goldstone (8560 MHz, 3.5 cm) on 2005 December 14–15 during the asteroid's approach within 0.020 au The asteroid was a strong radar target. Delay-Doppler images with resolutions as fine as 15 m/pixel were obtained with 2 samples per baud giving a correlated pixel resolution of 7.5 m. The radar images reveal an angular object with 100 m-scale surface facets, radar-dark regions, and an estimated diameter of 400 ± 50 m. The rotation of the facets in the images gives a rotation period of ∼2.6 h that is consistent with the estimated period of 2.582 h ± 0.002 h from optical lightcurves reported by Miles (private communication). 2005 WC1 has a circular polarization ratio of 1.12 ± 0.05 that is one of the highest values known, suggesting a structurally-complex near-surface at centimeter to decimeter spatial scales. It is the first asteroid known with an extremely high circular polarization ratio, relatively low optical albedo, and high radar albedo.


4 Conclusions

We have demonstrated that the detection and study of near-Earth asteroids from the Southern Hemisphere is feasible. Using a bistatic radar approach, we transmitted from Deep Space Station 43 (DSS-43) at the Canberra Deep Space Communications Complex and received with the Parkes Radio Telescope. We detected echoes from both 2005 UL5 and 1998 WT24, the latter being notable because it approached from the south, thereby exemplifying the benefits of having a Southern Hemisphere capability.

There are a number of possible approaches to extending our initial demonstration. First, in principle, the DSS-43 transmitter can transmit with a maximum power of 400 kW. Transmitting at higher powers than we did in this initial demonstration would require consideration of the health of the DSS-43 S-band transmitter and the impact of any transmitter failure on other science missions, as well as radiation clearance to coordinate with any nearby aircraft as approach flight paths to the Canberra Airport can pass close to the CDSCC.

Naidu et al. ( 2016 ) have considered the relative performance of various radar systems (both monostatic and bistatic). Among the systems that they considered was the one that we demonstrated here, DSS-43-Parkes. They showed that for the year 2015, nearly 50 NEAs were in principle detectable by this system. While some of these would have also been detectable by one or more of the Northern Hemisphere radar systems, their analysis illustrates that a Southern Hemisphere capability could increase the number of objects tracked. Notably, in 2017, (3122) Florence, which is both one of the largest NEAs and a PHA, will approach from the south, reaching as close as 0.05 AU to the Earth. Perhaps fittingly, (3122) Florence was discovered at the Siding Spring (Australia) during the U.K. Schmidt-Caltech Asteroid Survey.

In addition to DSS-43, there are now three 34 m diameter antennas at CDSCC, equipped with transmitters that operate at 7.1 GHz.(This frequency is in the spectral allocation for Earth-space communications and, in DSN parlance, is termed “X-band” because the corresponding space-Earth communications allocation is in the X-band, though in more general use it would be called “C-band.”) One of these 34 m antennas may provide an additional capability, beyond that of DSS-43. The standard DSN 34 m antenna is equipped with a 20 kW X-band transmitter. If one of these antennas were to be used as the transmitter, the ATCA would have to be the receiving system, as Parkes does not have a receiver that covers this frequency. We estimate that this DSN 34 m-ATCA combination, for a 20 kW transmitter, would have a sensitivity approximately a factor of 4 less than the DSS-43-Parkes (S-band) system. Further, this discussion also assumes that the ATCA recording system can be used for radar reception, but, given that the ATCA is routinely used for VLBI observations, we are confident that future investigations will understand and remedy the difficulties encountered here. Moreover, long-term DSN planning is for at least one CDSCC 34 m antenna to be equipped with an 80 kW transmitter. If realized, an 80 kW, X-band system would be comparable to the system demonstrated here, unless and until the DSS-43 transmitter power can be increased above 100 kW.


شاهد الفيديو: الفضائيون يسألون: كم يساوي كوكب الأرض من مال! (شهر نوفمبر 2022).