בלייה חללית (Space Weathering) של גופים חסרי אטמוספרה

מאת דוד פולישוק

תקציר

הבלייה החללית (Space Weathering) הינה הכינוי לסך התהליכים המשנים את התכונות האופטיות והספקטרוסקופיות של פני השטח של גופים חלליים וחסרי אטמוספרה. בייסודם, תהליכים אלו כוללים התנגשויות אנרגטיות הגורמות לאידוי של מינרלים ולהתעבותם מחדש בדרך הגורמת לפני השטח להיות כהים ואדומים יותר. הגורמים לבלייה החללית הינם הפצצה של אבק בינפלנטרי ומיקרומטאוריטים, פגיעה של יונים מרוח השמש, הפצצה של קרניים קוסמיות והתרסקויות של מטאורידים שמקורם באסטרואידים ושביטים. תוצאות הבלייה החללית נתגלו ונמדדו על פני הירח, אסטרואידים ומטאוריטים, ופתרו מספר חידות באשר למקורם של אסטרואידים קרובי ארץ.

ספקטרוסקופיה של גופים מוצקים ללא אטמוספרה

מדידה ספקטרלית של הכוכבים מאפשרת לזהות את המינרלים והמולקולות המרכיבות אותם ע"י זיהויים של קווי בליעה או קווי פליטה בתמונה הספקטרלית. אך לגופים מוצקים שאינם מוקפים באטמוספרה גזית כמו פלנטות, ירחים ואסטרואידים, אין קווים ספקטרלים והם רק מחזירים את אור הכוכב סביבו הם נעים. השפעתם של החומרים מהם עשוי שטח הפנים של גופים אלו מתבטאת ב: 1) יחס האור המוחזר לאור שנבלע, כלומר האלבדו של פני השטח; 2) שיפוע הרצף הספקטרלי של האור המוחזר, כלומר הצבע של פני השטח; 3) תחומי אורך גל מסוימים שבהם המינרל בולע את הקרינה שפגעה בו, מעין "אזורי" בליעה רחבים. תרשים 1 מתאר מספר מדידות ספקטרליות עם שיפועים שונים והבדלים באזורי הבליעה. המחקר האסטרונומי-ספקטרוסקופי של גופים חסרי אטמוספרה מתמקד בתחום האור הנראה (בין 0.4 ל-0.8 מיקרון) ותת-אדום קרוב (0.8 ל-3 מיקרון), תחום המחייב שימוש בטלסקופים המצויים על הרים גבוהים (מעל 2 ק"מ) שהאטמוספרה שמעליהם איננה חוסמת את הקרינה התת-אדומה. לאחר נרמול של המדידות הספקטרליות ע"י ספקטרום של כוכב דמוי שמש מסוג G2V (שהרי הגופים הפלנטריים מחזירים קרינת גוף שחור שמקורה בשמש), מתקבל ספקטרום החזרה כדוגמת זה הנראה בתרשים 1. ספקטרום החזרה זה מושווה לספקטרום החזרה של מינרלים שנמדדו במעבדה ועל-ידי כך מתגלה החומר המצוי על שטח הפנים של גופים חלליים וחסרי אטמוספרה. תרשים 2 מדגים השוואה שכזו בין ספקטרום ההחזרה של האסטרואיד 1999 JD₆ לזה של המטאוריטים איינדה ומוקויה.

סיווג של אסטרואידים ומטאוריטים וחידת מקורם של האסטרואידים קרובי הארץ

ההתאמה בין הספקטרום המוחזר של גוף חללי לבין מינרלוגיה מסוימת איננה חד-חד ערכית ולעיתים המינרולוגיה איננה נחשפת כלל בתצפית הספקטרלית. על-כן, הספקטרום המוחזר מפניהם של אסטרואידים משמש לרוב למיון האסטרואיד לסיווג ספקטרלי לפי הפרמטרים של הספקטרום המוחזר (בעיקר השיפוע ואזורי הבליעה). כיום, מרבית העוסקים בתחום משתמשים בסיווג הספקטרלי שהוגדר ע"י באס ובינזל (Bus and Binzel 2002), המשווה בין ספקטראות החזרה בתחום אורכי גל של 0.4-0.9 מיקרון, על-סמך מדגם של יותר מאלף וחמש מאות אסטרואידים. בעיקרו, סיווג זה מתבסס על שיטות הסיווג הישנות (Chapman et al. 1975, Zellner and Gradie 1976,Tholen and Barucci 1989) שבבסיסן שתי קבוצות עיקריות: S, מלשון אבניים (Stony), שהם אסטרואידים בהירים; ו-C מלשון פחממניים (Carbonaceous), שהינם גופים אפלים. הסיווג של באס ובינזל כולל קבוצות משנה לקבוצות העל S ו-C וקבוצת על נוספת, המסומנת באות X ומהווה, במרחב הפרמטרים הספקטרלי, מעין קבוצת ביניים בין שתי קבוצות העל האחרות. קבוצת העל X כוללת גם אסטרואידים עם שיעור גבוה של מתכות (בסיווג הישן, מסומן באות M), ואסטרואידים עם אלבדו גבוה מאד (בסיווג הישן, מסומן באות E). תרשים 3 מתאר בקווים כלליים את מיון ספקטראות ההחזרה של אסטרואידים מסוגים שונים לפי שיטת המיון של באס ובינזל.

תרשים מס' 1. ספקטרום החזרה של שלושה אסטרואידים עם שיפוע שונה של הרצף הספקטרלי ועומק אזור הבליעה של אחד מיקרון. מתוך Binzel et al. 2001.

תרשים מס' 2. ספקטרום ההחזרה של 1999 JD₆ בהשוואה לספקטרום של המטאוריטים איינדה ומוקויה. מתוך Binzel et al. 2001.

תרשים מס' 3. המיון הספקטרלי של האסטרואידים לפי באס. בעיקרון, ספקטרום מימין יהיה עם שיפוע רצף גבוה יותר וספקטרום בתחתית התרשים יהיה בעל אזור בליעה עמוק יותר באחד מיקרון. הקבוצות בתחתית משתייכות לקבוצת העל S (אבניים), משמאל למעלה לקבוצת העל C (פחממניים), ומימין למעלה לקבוצת העל X (קבוצת ביניים). מתוך Bus and Binzel, 2002.

סיווגם של המטאוריטים קדום הרבה יותר ומסתמך על מדידות מעבדה שונות. המטאוריטים נחלקים לשלוש קטגוריות (Norton 2002): אבניים, ברזליים, ואבניים-ברזליים. כ-94% מהמטאוריטים הם אבניים (מורכבים ממינרלים סיליקטיים), כאשר כ-87% מתוכם הם ממשפחת הקונדריטים (Chondrites). הקונדריטים הם מטאוריטים "פרמיטיבים", כלומר הם לא השתנו בתהליכים כימיים מהותיים מאז היווצרם, מלבד פני השטח שלהם בעת המעבר באטמוספירה. שמם של הקונדריטים נובע מתצורתם: הקונדריט הסטנדרטי מורכב מחלקיקים כדוריים עד אליפטיים המכונים קונדרולים (Chondrules) המצויים בתווך (Matrix) טחון היטב המקיף אותם. הקונדריטים נחלקים לקבוצות בהתאם להבדלים במינרלוגיה והכימיה שלהם, כמו רמות חימצון שונות של הברזל שבקונדריט, או שיעורי יסודות שונים (כמו ברזל, מגנזיום, סידן ועוד) לעומת הצורן. הקונדריטים שלברזל שבהם רמת חימצון נמוכה, נקראים אנסטאטיטים (Enstatites) ומסומנים ב-E. קונדריטים עם רמת חימצון גבוהה נקראים קרבונטיים (Carbonaceous) ומסומנים ב-C. לאנסטאטיטים היחס הנמוך ביותר של יסודות לצורן מבין כל הקונדריטים, ואילו לקרבונטים היחס הגבוה ביותר. בין שתי קבוצות אלו נמצאים הקונדריטים "הרגילים" (Ordinary Chondrites), שלהם רמות חימצון ויחס יסודות לצורן ממוצעים, והם מסומנים ב-H, L ו-LL. קריטריונים לחלוקה משנית כוללים את תצורת הקונדרולים, תצורת התווך, אחוז הניקל בקונדריט, מידת הזכוכיתיות של הקונדרולים, רמת הגופרתיות, שיעור הפחמן, קיום מים בתוך המטאוריט ועוד.

התאמה בין ספקטרום ההחזרה של אסטרואידים ומטאוריטים מגלה, למשל, כי פני השטח של אסטרואידים מסוג C מתנהגים כמו מטאוריטים מסוג קונדריטים קרבונטיים, ואילו קונדריטים אנסטאטיטים זהים לאסטרואידים מסוג E (ועל-כן, כמובן, נבחרו אותיות זהות לציין את הסוגים השונים בשתי שיטות המיונים). התאמות נוספות מזהות מקורות אסטרואידלים לעוד סוגים של מטאוריטים, אך שתי בעיות הקשו על החוקרים: אין בנמצא סיווג מטאוריטים שספקטרום ההחזרה שלו זהה לזה של קבוצת ה-S (Stony), ולא קיימת קבוצת אסטרואידים שספקטרום ההחזרה שלה זהה לזו של הקונדריטים הרגילים. בעיות אלו חמורות שבעתיים לאור העובדה כי הקונדריטים הרגילים מהווים כ-75% מסך המטאוריטים הנמצאים וכי רוב הגופים מחגורת האסטרואידים הפנימית הינם מקבוצת S. קבוצת האסטרואידים היחידה שספקטרום ההחזרה שלה דומה לזה של הקונדריטים הרגילים הינה תת-קבוצה המסומנת באות Q הכוללת אסטרואידים בודדים בלבד הנמצאים כולם במסלולים הקרובים למסלולו של הארץ ועל-כן הם מכונים אסטרואידים קרובי-ארץ (NEAs). אם כך, אסטרואידים אלו הם המקור לקונדריטים הרגילים, אך האם הם שונים מהותית מגופי חגורת האסטרואידים? שיקולים דינמיים קובעים כי מסלוליהם של NEAs אינם יציבים וכי הם ישרדו במסלולים קרובי-ארץ לאורך זמן אופייני של כ-10 מיליון שנה בלבד, ולאחר מכן יסולקו ממערכת השמש או יתרסקו על אחד מכוכבי הלכת הפנימיים. המסקנה הינה ש-NEAs חדשים מגיעים בקצב קבוע ממקום כלשהו, כאשר המקום הסביר ביותר הינו חגורת האסטרואידים, אך לאסטרואידים אלו, כאמור, סיווג ספקטרלי שונה. אם כך, מתקיים אחד משני התרחישים הבאים: או שמקורם של NEAs איננו חגורת האסטרואידים; או שאסטרואידים אלו משתנים בצורה כלשהי עם הזמן ו/או המיקום סביב השמש.

הפרדוקס אודות מקורם של ה-NEAs הניע מדענים פלנטריים, החל משנות ה-70, להציע הצעות שונות לפתרון החידה. לרוב, בחנו המדענים את הסברה המקובלת כי חגורת האסטרואידים היא המקור של ה-NEAs. היו שהציעו (Wetherill 1971) כי הקונדריטים הרגילים מגיעים משביטים מקצה מערכת השמש, על-אף שרעיון זה איננו עומד במבחן התצפיתי של כמות הגופים, הרכב החומרים, ויציבות המסלולים; אחרים טענו (Chapman and Salisbury 1973) שגם אם מקורם של ה-NEAs הוא בחגורת האסטרואידים, הרי שרק מסלולים מסוימים אינם יציבים ומאפשרים השלכת חומר מחוץ לחגורה. מסלולים אלו, המכונים מרווחי קירקווד, נמצאים בתהודה עם מסלולו של כוכב הלכת צדק (ביחס של 1:3 למשל) ועל-כן השפעת כבידתו במשך הזמן איננה מבטלת את עצמה אלא מצטברת ומאפשרת את זריקתם של גופים מהחגורה אל מערכת השמש הפנימית. ייתכן, כך לפי הפיתרון המוצע, אסטרואידים מסוג מסוים מאד הזהה לקונדריטים הרגילים, נמצאים באזור מרווחי קירקווד והם מהווים את המקור ל-NEAs, אבל מכיוון שהם מיעוט מבוטל בכל חגורת האסטרואידים הם לא נצפו ספקטרלית מעולם. פתרון זה מניח, כי מסלוליהם של אסטרואידים בחגורת האסטרואידים נותר קבוע במשך הזמן, כאשר רק התנגשויות ספורות, משנות מפעם לפעם את מסלולי האסטרואידים. אך בעשורים האחרונים התברר כי מכניזם נוסף משפיע על מסלולי האסטרואידים: זהו תוצא יארקובסקי הגורם לדחיקה של האסטרואיד מהשמש והלאה. בגלל סיבובם של האסטרואידים סביב צירם ישנם הבדלי טמפרטורות בין צד היום לצד הלילה ועל-כן חום נפלט מהאסטרואיד בכיוון מוגדר. מסתבר, שעבור אסטרואידים קטנים, שקוטרם מספר קילומטרים בודדים, הרתע המופעל על האסטרואיד מצטבר לכדי כוח משמעותי המשנה את מסלולו של האסטרואיד. בדרך זו, למשל, אסטרואידים שאינם נעים בתהודה עם צדק, יכולים לנוע בעזרת תוצא יארקובסקי אל מרווחי קירקווד, ומשם להישלח אל תוך מערכת השמש הפנימית (Morbidelli and Vokrouhlicky, 2003). מכאן ניתן להסיק, כי אין בנמצא קבוצה ספקטרלית מסוימת בחגורת האסטרואידים המספקת NEAs חדשים, אלא שלכל הגופים בחגורת האסטרואידים, ובעיקר הקטנים שבהם, יש פוטנציאל להפוך לאסטרואידים קרובי-ארץ. מכאן, שהפרדוקס אודות מקורם של ה-NEAs עוד בעינו וכי דרוש פתרון אחר שיסביר מה קורה לאסטרואידים כאשר הם הופכים לגופים קרובי ארץ.

גילוי תהליכי הבלייה החללית על הירח

באופן אירוני, הפתרון לפרדוקס הוצע עוד בטרם הובנה לאשורה חידת מקורם של ה-NEAs בראשית שנות ה-70; אם זאת, רק לאחר כ-20 שנה הובן הקשר בין החידה לפתרון. התשובה התקבלה בעקבות תוכנית אפולו שהביאה למעבדות בכדור-הארץ מעל 380 ק"ג של סלעים וחול מאדמת הירח. התברר כי הספקטרום של הרגוליט, האבקה המכסה את פני הירח, שונה לחלוטין מהספקטרום של סלעי הירח שנשחקו לאבקה בטרם המדידה. הספקטרום של הרגוליט היה כהה יותר, עם רצף ספקטרלי אדום יותר, ועם אזורי בליעה מעודנים יותר מאשר הספקטרום של סלעי הירח. דוגמה לשני הספקטראות מוצגת בתרשים 4. ההבדלים בין הספקטרום של סלעי הירח לרגוליט שעל פניו מעידים על תהליכים פיסיקלים ששינו את הספקטרום של הרגוליט. ההסבר הראשוני טען שהשינוי הספקטרלי נובע מזיגוג של הרגוליט בעקבות התנגשויות של מיקרו-מטאוריטים בירח. ההסבה של תהליך זה לפניהם של אסטרואידים איננה אפשרית מכיוון שמהירויות ההתנגשויות של מיקרו-מטאוריטים בגופי חגורת האסטרואידים הן איטיות מדי כדי לאפשר זיגוג של הרגוליט. העובדה שבשנות ה-70 החלו להימצא התאמות בין ספקטראות של אסטרואידים לאלו של מטאוריטים (הראשון היה ספקטרום ההחזרה של האסטרואיד הגדול וסטה, שדומה לספקטרום ההחזרה של מטאוריטים מסוג אקונדריטים בזלתיים [Basaltic achondrites]), גרם לחוקרי האסטרואידים להתעלם מהשינוי שנגרם לרגוליט הירחי ולדבוק בקונספציה שבמהרה ימצאו כל ההתאמות הספקטרליות בין האסטרואידים למטאוריטים. במקום זאת, התברר שישנן קבוצות שאינן מתאימות זו לזו (כאמור, קבוצת העל S והקונדריטים הרגילים), וששינוי הספקטרום של הרגוליט נגרם מסיבה אחרת: ההפצצה של פני השטח על-ידי רוח השמש, מיקרו-מטאוריטים, וקרניים קוסמיות גורמת לאידוי של מינרלים בהם הם פוגעים. כאשר מינרלים אלו שוקעים שוב על פני השטח הם משתנים באופן כימי כך שברזל שהיה קודם לכן במינרלים הסיליקטיים, מתעבה כמתכת ברזלית של כדורים סאב-מיקרוסקופיים הטבועים במעטפת הגרגירים שעל פני השטח. כדוריות אלו "אוטמות" ולא מחזירות חלק מהקרינה הפוגעת ברגוליט, הן גורמות להאדמה וחוסמות את אזורי הבליעה. תרשים 5 מציג דוגמה לכדוריות אלו שנמצאו על הירח. תהליך זה, שקיבל את הכינוי "בלייה חללית" (Space Weathering), הפך אט אט להסבר המקובל עבור חידת אי ההתאמה בין הספקטרום של גופי חגורת האסטרואידים לספקטרום של הקונדריטים הרגילים.

תרשים מס' 4. ספקטרום החזרה של אבקת הירח (Regolith Breccia) ושל סלעי ירח שנשחקו לעפר (Fragmental Breccia). ההשוואה מראה שהאבקה עברה תהליכי בלייה ואזורי הבליעה שלה נעלמו מהספקטרום. מתוך Chapman 2004.

תרשים מס' 5. טבעת של כדוריות ברזל בגרגר מאבקת ירח, כפי שנראית במיקרוסקופ אלקטרונים. Clark et al. 2002.

בלייה חללית על אסטרואידים ומטאוריטים

מעניין לציין שלא במהרה השתכנעו חוקרי האסטרואידים באמיתותה של הבלייה החללית והשפעתה על האסטרואידים. מסתבר, כי את התפיסה של הבלייה החללית פיתחו בעיקר גיאוכימאים החוקרים את הירח המשתייכים לקהילה מדעית נפרדת מהאסטרונומים חוקרי האסטרואידים ולהם שפה, קשרים מקצועיים ומפגשים שונים. הבדלים אלו, כולל עוינות אישית חסרת טעם, גרמו לחשיבה מקובעת של חוקרי האסטרואידים ולדחייה של מודל הבלייה החללית. רק באמצע שנות ה-90 החלו להתבסס מספיק עדויות שתמכו בבלייה החללית והפכו את הקערה על פיה: ההבנה כי תוצא יארקובסקי יכול לדחוק אסטרואידים קטנים אל עבר מרווחי קירקווד ומשם הם נשלחים למערכת השמש הפנימית ע"י כוח הכבידה של צדק; מציאת התאמה בין אסטרואידים גדולים, שהם גופים עתיקים יותר עם שטח פנים זקן ביחס לאסטרואידים קטנים, לאזורי בליעה רדודים בספקטרום שלהם (תרשים 6), כך שאסטרואידים עם פני שטח טריים לא מראים את סימני הבלייה חללית (Gaffey 1993); ולבסוף, מציאת הקשר בין NEAs מקבוצת S ל-NEAs מקבוצת Q (Binzel et al. 1996): ככל שה-NEA קטן יותר, כלומר פני השטח שלו צעירים יותר, כך ספקטרום ההחזרה שלו דומה יותר לספקטרום של הקונדריטים הרגילים; וככל שה-NEA גדול יותר, כלומר פני השטח שלו מבוגרים יותר, כך ספקטרום ההחזרה שלו דומה יותר לספקטרום של האסטרואידים מקבוצת S (תרשים 7).

תרשים מס' 6. עומק אזור הבליעה של אחד מיקרון ביחס לקוטר האסטרואיד. לאסטרואידים קטנים יותר אזור בליעה עמוק יותר, כלומר, הם פחות בלויים. Clark et al. 2002.

תרשים מס' 7. סדרה של ספקטראות החזרה של NEAs. ככל שהגוף קטן יותר כך הספקטרום שלו דומה לזה של הקונדריטים הרגילים (תחתון(, וככל שהוא גדול יותר כך הספקטרום דומה לזה של קבוצת S (עליון). מתוך Binzel et al. 1996.

עדויות תצפיתיות אלו מאפשרות לתאר את התפתחות האסטרואידים וספקטרום ההחזרה שלהם ולהסביר את פרדוקס מקורם של ה-NEAs: לגופים סלעיים בחגורת האסטרואידים יש ספקטרום החזרה מסוג Q הזהה לזה של קונדריטים רגילים. במשך השנים, תהליכי הבלייה החללית משנים את פני השטח וגורמים לספקטרום ההחזרה להיות כהה ואדום יותר ומתאים לסיווג S. כאשר שברים מאסטרואיד ניתזים בעקבות התנגשות, או כאשר אסטרואיד מתפרק לרכיביו, חלקים אלו הינם קטנים יותר והם חושפים פני שטח טריים שקודם לכן נמצאו מתחת לפני השטח ולא התבלו. גם גופים אלו מתבלים ונשברים עם הזמן וחושפים גופים קטנים יותר עם שטח פנים טרי מבלייה. האסטרואידים הקטנים, המושפעים רבות מתוצא יארקובסקי, מונעים למרווחי קירקווד ושם מסלולם הופך אליפטי והם נשלחים למערכת השמש הפנימית והופכים ל-NEAs. מכיוון שהזמן האופייני של NEAs (10⁷ שנה) קצר יותר מזמן הבלייה החללית, שטח הפנים של אסטרואידים קטנים אלו עדיין טרי מספיק בכדי להראות ספקטרום החזרה מסוג Q. שברים קטנים מה-NEAs נופלים אל כדור-הארץ ואלו הם המטאוריטים מסוג הקונדריטים הרגילים.

מדענים שיחזרו את תוצאות הבלייה החללית במעבדות על מטאוריטים וסלעי הירח. הסלעים נשחקו לאבקה והופצצו ביונים של מימן והליום, כיאה לרוח השמש, לייזר, חלקיקי אבק ועוד, ואכן ספקטרום ההחזרה שלהם נהיה כהה ואדום יותר. התברר כי תוצאות הבלייה תלויות בסוג החומר המתבלה; כך אוליבין, למשל, רגיש לבלייה יותר מפירוקסין. במחקרי מעבדה כאלו מנסים להעריך את הזמן האופייני של התופעות השונות של הבלייה החללית ואת האנרגיה הדרושה כדי לשנות את ספקטרום ההחזרה של פני השטח. ההערכות כיום אינן החלטיות ונעות בין רבבות שנים לבין מאות מיליוני שנים, משום שהבעיה העיקרית במקרה זה הינה לקצר תהליכים שעורכים זמן כה רב לזמן שהוא סביר לבדיקה אנושית. דרך אחרת לחקור את תוצאות הבלייה החללית הינה לבדוק מקרוב את השפעותיה על האסטרואידים עצמם. לשם כך יש צורך להשתמש בחלליות.

מדידת הבלייה החללית על אסטרואידים על-ידי חלליות מחקר

בתצפיות אסטרונומיות נראים האסטרואידים כנקודות אור בלבד ועל-כן, כדי לזהות פרטים על-פניהם יש צורך להשתמש בחלליות מחקר שיצלמו אותם מקרוב. עד היום צולמו אסטרואידים בודדים בעזרת חלליות ספורות. הראשונים שבהם, גספרה ואידה, נצפו ב-1993 על-ידי החללית גלילאו שהייתה בדרכה אל כוכב הלכת צדק. בתמונות שנשלחו אל הארץ התברר כי צבעם של המכתשים על-פניהם של שני אסטרואידים אלו הינו כחול יותר ביחס לשאר פני השטח (תרשים 8). הבלייה החללית מעניקה הסבר טוב בכך שהמכתשים חשפו חומר טרי מתחת לפני השטח שלא השתנה אודות לבלייה החללית. המכתשים על האסטרואיד ארוס, שצולם ב-2002 על-ידי החללית ניר-שומכר, דווקא אינם כחולים ביחס לפני השטח של האסטרואיד (תרשים 9). אם זאת, ובניגוד למצב על גספרה ואידה, למכתשיו של ארוס ערכי אלבדו גבוהים יותר ביחס לשאר פני השטח ב-30 עד 40 אחוזים. האם ההבדל בתוצאות הבליה החללית על פני אסטרואידים אלו נובע מהבדל בין מקומם במערכת השמש? בעוד גספרה ואידה נמצאים בחגורת האסטרואידים, ארוס הוא אסטרואיד קרוב-ארץ ובכך הוא נתון יותר להשפעתה של רוח השמש. האם בכך ניתן להעריך את מידת השפעתם, הזמן האופייני ותוצאותיהם של הפרמטרים השונים של הבלייה החללית? מדידות נוספות דרושות כדי לעמוד על טיבה המדויק של הבלייה החללית ולחשוף את כל סודותיו של מכניזם פיסיקלי מעניין זה.

תרשים מס' 8. האסטרואיד Gaspra. כפי שצולם על-ידי החללית גלילאו ב-1993. צבעם של המכתשים נוטה יותר לכחול ביחס לשאר פני השטח.

תרשים מס' 9. המכתש פסיכה על האסטרואיד Eros כפי שצולם על-ידי החללית ניר-שומכר. האלבדו של המכתש גבוה יותר בכ-30% משאר פני השטח.

מקורות

Binzel R. P., Bus S. J., Burbine T. H., and Sunshine J. M. (1996) Spectral properties of near-Earth asteroids: Evidence for sources of ordinary chondrite meteorites. Science 273, 946–948.

Binzel, R. P., Harris, A. W., Bus, S. J. and Burbine, T. H., 2001. Spectral properties of Near-Earth objects: Palomar and IRTF results for 48 objects including spacecraft targets (9969) Braille and (10302) 1989 ML. Icarus 151, 139-149.

Bus, S. J. and Binzel, R. P., 2002. Phase II of the small Main Belt asteroid spectroscopic survey. A feature based taxonomy. Icarus 158, 146-177.

Chapman, C., 2004. Space weathering of asteroid surfaces. Annual Review of Earth and Planetary Science 32, 539-567.

Chapman, C., Morrison, D. and Zellner, B., 1975. Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry. (abstract), Icarus 25, 104-130.

Chapman CR, Salisbury JW. 1973. Comparisons of meteorite and asteroid spectral reflectivities. Icarus 19, 507–22.

Clark B.E., Hapke B., Pieters C. and Britt D. 2002. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. In Asteroids III (W.F. Bottke Jr. et al. eds.), pp. 585-599, Univ. of Arizona, Tucson.

Gaffey M. J., Bell J. F., Brown R. H., Burbine T. H., Piatek J. L., Reed K. L., and Chaky D. A. (1993) Mineralogical variations within the S-type asteroid class. Icarus 106, 573–602.

Morbidelli A, Vokrouhlick´y D. 2003. The Yarkovsky-driven origin of near-Earth asteroids. Icarus 163, 120–34.

Norton, O. R., 2002, "The Cambridge Encyclopedia of Meteorites", Cambridge University Press, Cambridge.

Tholen D.J. and Barucci M.A. 1989. Asteroid Taxonomy. In Asteroids II (R.P. Binzel, T. Gehrels and M.S. Matthews, Eds.), pp. 298-315. Univ. of Arizona Press, Tucson.

Wetherill G. 1971. Cometary versus asteroidal origin of chondritic meteorites. In Asteroids,ed. T Gehrels, pp. 447–60. Tucson: Univ. Ariz. Press.

Zellner, B. and Gradie, J., 1976. Minor planets and related objects. XX - Polarimetric evidence for the albedos and compositions of 94 asteroids. Astronomical Journal 81, 262-280.