摘要
宇宙飞船在多石小行星上观测到由未固结的亚厘米颗粒构成的风化层<年代up>1，<一个d一个ta-track="click" data-track-action="reference anchor" data-track-label="link" data-test="citation-ref" title="2" href="#ref-CR2" id="ref-link-section-d264328149e662_1">2，<一个d一个ta-track="click" data-track-action="reference anchor" data-track-label="link" data-test="citation-ref" aria-label="Reference 3" title="3." href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5" id="ref-link-section-d264328149e665">3.．望远镜数据表明，在碳质小行星上也存在风化层，包括(101955)Bennu<年代up>4(162173)龙宫<年代up>5．然而，尽管观测到能够将巨石粉碎成松散物质的过程，如流星体轰击<年代up>6，<一个d一个ta-track="click" data-track-action="reference anchor" data-track-label="link" data-test="citation-ref" aria-label="Reference 7" title="7" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5" id="ref-link-section-d264328149e680">7还有热裂解<年代up>8但是，本奴和龙宫缺少亚厘米颗粒覆盖的大面积区域<年代up>7，<一个d一个ta-track="click" data-track-action="reference anchor" data-track-label="link" data-test="citation-ref" aria-label="Reference 9" title="9" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5" id="ref-link-section-d264328149e692">9．在这里，我们报告了亚厘米颗粒的局部丰度与Bennu岩石孔隙度之间的负相关关系。我们对这一发现的解释是，在岩石高度多孔的地方(似乎占了大部分表面)，未固结的亚厘米颗粒的积累受到了阻碍<年代up>10．与实验室实验一致，高度多孔的岩石被流星体撞击压缩而不是破碎<年代up>11，<一个d一个ta-track="click" data-track-action="reference anchor" data-track-label="link" data-test="citation-ref" aria-label="Reference 12" title="12" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5" id="ref-link-section-d264328149e703">12，热裂解比密度较大的岩石进行得慢。我们推断，碳质小行星上不常见风化层，而碳质小行星是数量最多的小行星类型<年代up>13．相比之下，这些地形应该在石质小行星上很常见，这些小行星的岩石孔隙较少，按组成计算是人口第二多的群体<年代up>13．碳质小行星材料的高孔隙率可能有助于压实和胶结形成角砾岩，角砾岩在碳质球粒陨石中占主导地位<年代up>14．
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数据可用性
原始经过校准的OTES<年代up>52和OCAMS<年代up>53资料可透过行星数据系统(<一个href="https://sbn.psi.edu/pds/resource/orex/">https://sbn.psi.edu/pds/resource/orex/)．SPC/OLA v34形状模型可通过小体映射工具(<一个href="http://sbmt.jhuapl.edu/">http://sbmt.jhuapl.edu/)．本文使用的OTES观测值id和热物理模型的最佳拟合解见补充表<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="supplementary material anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1．用于测试结果稳健性的巨石大小、位置和反射率可在参考文献中获得。<年代up>34，<一个d一个ta-track="click" data-track-action="reference anchor" data-track-label="link" data-test="citation-ref" aria-label="Reference 46" title="46" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5" id="ref-link-section-d264328149e4806">46．<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="section anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">源数据提供了这篇论文。
代码的可用性
这里报告的热物理分析使用了基于ref的热物理模型的自定义代码。<年代up>16，可于<一个href="https://www.oca.eu/images/LAGRANGE/pages_perso/delbo/thermops.tar.gz">https://www.oca.eu/images/LAGRANGE/pages_perso/delbo/thermops.tar.gz．代码来计算几何的OTES收购和镗孔可在<一个href="https://doi.org/10.5281/zenodo.4781752">https://doi.org/10.5281/zenodo.4781752(ref。<年代up>54)．要计算的代码Γc热物理分析可在<一个href="https://doi.org/10.5281/zenodo.4763783">https://doi.org/10.5281/zenodo.4763783(ref。<年代up>55)．扩展数据图中的岩石映射。<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="figure anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">3.使用SAOImageDS9软件(可在<一个href="https://sites.google.com/cfa.harvard.edu/saoimageds9">https://sites.google.com/cfa.harvard.edu/saoimageds9．支持本研究结果的其他代码可在<一个href="https://doi.org/10.5281/zenodo.4771035">https://doi.org/10.5281/zenodo.4771035(ref。<年代up>56)．
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确认
本材料基于NASA通过新前沿计划发布的NNM10AA11C合同支持的工作。我们感谢整个OSIRIS-REx团队使与Bennu的相遇成为可能，感谢C. Wolner和F. Murphy的编辑帮助，感谢Côte d’azur天文台(CRIMSON)的OPAL基础设施提供计算资源和支持。南卡罗来纳州感谢亚利桑那大学对这项研究的支持。m.d.， c.a.， J.D.P.D.和M.A.B.均由法国航天局CNES颁发。C.A.和M.D.感谢ANR“ORIGINS”(ANR-18- ce31 -0014)的支持。C.A.由法国国家研究机构在UCAJEDI ANR-15-IDEX-01项目“avenir Investissements d 'Avenir”下支持。gp和J.R.B.得到了意大利航天局资助协议INAF/ASI号2017-37-H.0的支持。B.R.感谢来自英国科学技术设施理事会(STFC)的财政支持。E.C.感谢CSA, NSERC, CFI, MRIF和UWinnipeg对本研究的支持。
作者信息
作者及隶属关系
贡献
S.C.领导了该项目、结果的解释和手稿的编写，并进行了热物理模拟和数据分析。M.D.提供了热物理软件，进行了热开裂计算，并对结果的解释和手稿的发展做出了贡献。gp开发了用于检索OTES详细调查数据的管道，并在PolyCam图像中进行岩石测绘。C.A.策划了关于流星体轰击的讨论，并为撰写手稿做出了贡献。A.J.R.与S.C. J.D.P.D.一起贡献了代码来转换细风化层颗粒大小的热惯性值，并开发了迭代方法来确定热惯性的截止值，从任务内核中提取了航天器和Bennu的观测几何图形。r . l . b .提出了对结果稳健性的重要检验。e.a.、W.F.B.和J.R.B.对数据的解释和手稿的写作做出了贡献。D.N.D、K.N.B、C.A.B.和k.j.w在航天器图像解释方面提供了支持。J.P.E.和B.R.对OSIRIS-REx热分析工作组会议期间的数据解释以及观测和数据采集的设计做出了贡献。M.A.B.和E.C.有助于解释结果。 D.S.L. made this study possible as the PI of the OSIRIS-REx mission and contributed to the discussion of the results.
相应的作者
道德声明
相互竞争的利益
作者声明没有利益竞争。
额外的信息
同行评审信息自然感谢Guy Consolmagno和Seiji Sugita对这项工作的同行评审所做的贡献。同行评审报告是可用的。
出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。
扩展的数据图形和表格
在OSIRIS-REx的备份采样点Osprey比主采样点Nightingale有更少的细风化层。
蓝色和黄色像素代表没有大于2厘米的粒子的区域，~l年代，由ref映射。<年代up>43．的值DP≈l年代是我们的热物理模型检测到的细风化层尺寸的上限。鱼鹰的蓝色和黄色像素较少(图像分辨率:每像素0.3厘米，面板一个，b)比南丁格尔(图像分辨率:每像素0.4厘米，面板c，d)，暗示鱼鹰的未解决材料比南丁格尔少。我们的热物理模型一致且独立地表明α鱼鹰<α夜莺(补充表<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="supplementary material anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1，分别为609505286:610098718和609504794:610100730)。鸟类图形和PolyCam图像的来源:NASA/戈达德/亚利桑那大学。
扩展数据图4ΓR而且α有统计学意义。
一个，斯皮尔曼相关系数。b,斯皮尔曼P价值;一个枪兵P< 0.05为相关性ΓR而且α有统计学意义。该图对应于风化层大孔隙度值的结果φ= 40%。
扩展数据图5ΓR而且α对于细风化层大孔隙的选择是稳健的。
宏观孔隙的结果φ= 15%和φ= 60%有Spearman相关系数0.56±0.06和0.58±0.06，不相关概率P< 0.05，与风化层宏观孔隙度的最佳拟合值在3个标准差内φ分别在99%和92%的情况下= 40%。相关性是稳健的，排除区域的解决方案在统计上不同于宏观孔隙的数据集φ= 40% (Spearman相关指数:0.55±0.07，P在10,000次试验中100% < 0.05)。误差条对应1个标准差(补充表<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="supplementary material anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1；方法)平均在~450和~880个样本上计算。结果表明，风化层大孔隙为φ= 40%在正文中有描述(图;<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="figure anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1)．
扩展数据图6ΓR而且α不是热物理模拟的产物。
我们拟合由单个三角形面发出的零粗糙度的模型辐照度;如果热惯性Γ≤Γc= 100 Jm<年代up>−2K<年代up>−1年代<年代up>−0.5,然后α= 100%，如果Γc<Γ< 2500 Jm<年代up>−2K<年代up>−1年代<年代up>−0.5,然后α= 0%。的期望阶跃函数α作为函数Γ，表示图中的相关性。<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="figure anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1不太可能是模型的人工产物。误差条对应于在~ 1.76 × 10上计算的1个标准偏差<年代up>4样本平均(方法)。
扩展数据图7ΓR而且α不是由于巨石的大小造成的几何效应。
一个，其中，对应于609486110:610097198点的曲面PolyCam图像α低可能是因为斑点被一个巨大的黑色巨石填满了。b， PolyCam图像的表面对应斑点609495164:610106090其中α与最大的巨石的大小无关;这是大多数被调查地区的代表性。c，图α作为OTES点被表面最大的巨石覆盖的百分比的函数。斯皮尔曼检验显示，在10,000次试验中，99.99%的试验中，这两个量在0.05的临界阈值以上具有非相关性的概率。这表明ΓR-α图的相关性<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="figure anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1不是几何效应的结果。面板c的误差条对应1个标准差(补充表<一个d一个ta-track="click" data-track-label="link" data-track-action="supplementary material anchor" href="//www.sabinai-neji.com/articles/s41586-021-03816-5">1；方法)平均在~ 670个样本上计算。全球马赛克:美国宇航局/戈达德/亚利桑那大学。
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Cambioni, S, Delbo, M, Poggiali, G。et al。小行星上的细风化层产量受岩石孔隙度控制。自然598， 49-52(2021)。https://doi.org/10.1038/s41586-021-03816-5
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这篇文章被引用
亚千米小行星上的细粒风化层损失
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自然通讯(2022)
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天体动力学(2022)
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空间科学评论(2022)
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