Top.Mail.Ru

Происхождение астероидов

Происхождение астероидов

Астероиды, которые когда-то считались «небесным мусором», дают важный ключ к тайне рождения Солнечной системы. Они являются остатками планеты, которой не удалось образоваться.

Космический аппарат «Галилей», летящий к Юпитеру, 29 октября 1991 года попытался с помощью своих специальных датчиков, среди которых радиоспектрометр, радиометр и фотополяриметр, исследовать объект поперечником 12 км по форме напоминающий картофель. Этот объект, 951 Гаспра, — один из нескольких тысяч астероидов, обращающихся между орбитами Марса и Юпитера. Когда-то рассматриваемые как не представляющий интерес «небесный мусор», они несут богатую и разнообразную информацию как для научных, так и для практических целей.

Астрономы считали, что эти маленькие миры — остатки разорванной на куски планеты. В действительности астероиды — остатки не родившейся планеты. В связи с этим они несут важные свидетельства о плохо понятых процессах образования планет. Они также приоткрывают завесу над условиями, существовавшими на ранних стадиях Солнечной системы.

Кроме того, некоторые астероиды проникают во внутренние области Солнечной системы в пределах орбиты Марса, и орбиты многих из них пересекают земную орбиту. В геологических структурах сохранились свидетельства былых катастроф, которые показывают, что сила столкновений могла превышать энергию ядерного взрыва.

История открытия

В отличие от планет и комет, известных с глубокой древности, астероиды открыты относительно недавно. Они были обнаружены как следствие нарушения закономерности в расположении планет — факта, который поразил умы астрономов XVII и XVIII веков. В 1766 г. немецкий ученый И. Тициус вычислил, что между Марсом и Юпитером на расстоянии примерно 2,8 а.е. от Солнца должна существовать планета (одна астрономическая единица (а.е.) определяется как среднее расстояние Земли от Солнца, равное 150 млн. км). Впоследствии И. Боде из Берлинской обсерватории популяризировал эти расчеты, и эта закономерность стала называться правилом Боде.

Поиски «пропавшей планеты» начались на заре XIX в., когда венгерский барон Франц фон Зах собрал группу астрономов, назвавших себя «небесной полицией». Первого января 1801 г. поиски завершились: Дж. Пиацци из Палермо открыл неизвестный объект и назвал его Церерой в честь богини — покровительницы Сицилии.

Хотя это открытие вызвало всеобщее восхищение астрономов, Церера задала загадку. Даже при наблюдениях в телескоп у нее не обнаруживалось диска. Это указывало на то, что она значительно меньше, чем предсказывалось. Астрономы ожидали более массивный объект. Первый ключ к решению проблемы «пропавшей планеты» был получен в 1802 г., когда Г. Ольберс открыл вторую малую планету, названную Палладой. К 1807 г. наблюдатели открыли третью и четвертую малые планеты: Юнону и Весту. Ольберс предположил, что эти тела представляют собой обломки более крупной разрушившейся планеты.

У. Гершель, открывший Уран, предложил назвать эти малые планеты астероидами, что в переводе с греческого означает «звездоподобные». Этот термин связан с их телескопическим изображением.

Как дают имена этим космическим телам

За два века наблюдений открыто всего около 18 тысяч астероидов. Астрономы определили точные орбиты около 5 тысяч из них. Обозначение этих астероидов в каталоге состоит из порядкового номера его открытия и названия, предложенного первооткрывателем. Например, обозначение 3 Юнона официально означает «третий открытый астероид». Для 13 тысяч других астероидов орбиты пока лишь предварительные, и каждый из них имеет обозначение, состоящее из года открытия и двух букв, указывающих дату первого наблюдения.

Большинство орбит астероидов лежит между орбитами Марса и Юпитера (так называемый главный пояс астероидов) и наклонены под углом 10 градусов к плоскости эклиптики. Их средние расстояния от Солнца (выражаемые через большие полуоси из-за эллиптичности орбит) лежат между 2,1 и 3,3 а. е. В Церере, Палладе и Весте заключена примерно половина полной массы пояса астероидов, равной примерно 0,0005 массы Земли. Их диаметры соответственно равны 933, 523 и 501 км. Около тысячи астероидов превышают в поперечнике 30 км, из них около 200 объектов имеют диаметр более 100 км. Открыты не все астероиды поперечником меньше 30 км, хотя по подсчетам около 1 млн. объектов должны иметь диаметр 1 км или более.

Такое огромное число будит в воображении популярные фильмы, в которых космический аппарат продирается сквозь рой сталкивающихся глыб. Занимаемый главным поясом астероидов объем пространства столь велик, что они находятся на расстояниях нескольких миллионов километров друг от друга. Поэтому столкновения астероидов редки в нашем понимании, эти грандиозные события происходят в геологических масштабах времени.

Влияние Юпитера на структуру пояса астероидов

Юпитер

На структуру пояса астероидов преобладающее влияние оказывает тяготение Юпитера. Это влияние впервые было с очевидностью выявлено в 1867 г., когда американский астроном Д. Кирквуд открыл зазоры в поясе астероидов, названные «люками Кирквуда». Они приходятся на области пространства, в которых орбитальный период должен быть кратен орбитальному периоду Юпитера. Например, объект на расстоянии 2,5 а. е. от Солнца был бы в «резонансе» с отношением периодов 3:1, т. е. тело совершало бы точно три оборота вокруг Солнца за время одного оборота Юпитера. С некоторыми резонансами связаны изолированные группы астероидов, например, Венгерцы, Факиды, Кибелы и Цибелы. Другие резонансы привели к концентрации объектов. Например, группа Гильды связана с резонансом 3:2, а объекты группы 279 Туле, очевидно, распределены вдоль орбиты с небольшим эксцентриситетом вблизи резонанса 4:3.

Столкновение астероидов — событие, довольно частое в геологических масштабах времени, — главным образом определяет их размеры, форму и скорость вращения.

Резонансы не столько определили структуру пояса астероидов, сколько воспрепятствовали образованию планеты между Марсом и Юпитером. Внутренние планеты образовались из роя планетезималей — объектов размерами несколько километров — в результате их столкновений со скоростями, достаточно низкими для их слипания и роста путем аккреции вещества. Многочисленные резонансы от быстровращающегося массивного Юпитера, вероятно, преобладали в области от 2 до 4 а. е. Эти резонансы могли менять эксцентриситеты орбит планетезималей, разгоняя их до таких скоростей, что последующая аккреция в планетарном масштабе была невозможна. В настоящее время астероиды сконцентрированы в области, где преобладают столкновения тел со скоростями около 5 км/с.

Увеличение эксцентриситета может также привести к ударному дроблению (полному распылению) нескольких астероидов. Кроме того, соударения с планетами или взаимодействие с их гравитационными полями (особенно Юпитера) могут эффективно выбрасывать эти тела из Солнечной системы. Такие события могли очистить зону астероидов от значительной части первоначальной массы, оставив лишь обломки, наблюдаемые сегодня.

Некоторые группы в главном поясе астероидов имеют специфические расстояния от Солнца, эксцентриситеты и наклонения орбит. В 1918 г. японский астроном К. Хираяма назвал такие группы семействами. Он отождествил и дал названия некоторым из них, в том числе семействам Фемиды, Эроса, Короны и Флоры. С тех пор астрономы с помощью методов анализа скоплений выделили еще от 10 до 100 семейств.

Хираяма предположил, что семейства образуются в результате разрушения более крупных родительских тел. Если это так, то обломки позволяют определить, как выглядели недра породивших их астероидов. Распределение членов семейств по размерам обеспечивает информацией о последствиях столкновений. Эти данные помогают составить представление об эволюции пояса астероидов вследствие соударений составляющих его тел с моментами его образования.

Однако не все астероиды входят в главный пояс. Одна очень интересная группа, называемая Троянцами, соответствует резонансу 1:1. Эти астероиды имеют такое же гелиоцентрическое расстояние и период, как Юпитер. Орбиты Троянцев проходят в двух устойчивых областях вблизи положения равновесия, называемых точками Лагранжа и лежащих в плоскости орбиты в 60 градусах к востоку и к западу от Юпитера.

В каждой закономерности есть свои исключения

Только один отнесенный к астероидам объект заходит за пределы орбиты Сатурна на расстояние примерно 10 а. е. Ч. Коуэл из Института космического телескопа открыл этот объект, названный 2060 Хирон, в 1977 г. Он имеет около 200 км в поперечнике и находится на среднем расстоянии 13,7 а. е. от Солнца. Вследствие эксцентричности орбиты этот объект время от времени оказывается внутри орбиты Сатурна. Поскольку Хирон имеет необычную, неустойчивую (пересекающую орбиту Сатурна) орбиту, ученые склонны отнести его к кометам. В 1989 г. К. Мич из Гавайского университета и М. Белтон из Национальной обсерватории оптической астрономии обнаружили первый надежный признак кометной активности — пылевую кому вокруг Хирона. В начале этого года найдены надежные свидетельства свечения кометного газа: Ш. Бас с сотрудниками из Ловелловской обсерватории обнаружили спектральные признаки радикалов цианогенов, которые, как известно, присутствуют в кометах. Наиболее вероятно, что скоро Хирон официально будет признан кометой.

В начале 1991 г. астрономы нашли еще один астероидоподобный объект с орбитой, уходящей в периферийные области Солнечной системы. Предварительная орбита этого объекта, 1991 DA, простирается от Марса (1,5 а. е.) и за пределы орбиты Урана (19 а. е.). Астрофизические наблюдения пока еще не позволяют сделать вывод о кометной природе этого объекта.

Три группы астероидов находятся во внутренних областях Солнечной системы. Одна группа, группа Афины, постоянно держится вблизи Солнца. Большие полуоси орбит этих астероидов меньше 1 а. е. У второй группы, называемой группой Аполлона, большая полуось превышает 1 а. е. Однако у некоторых астероидов групп Афины и Аполлона эксцентриситет настолько велик, что они пересекают земную орбиту. Астероиды третьей группы, называемой группой Амура, движутся вокруг Солнца; их орбиты проходят между Марсом и Землей и часто пересекают орбиту Марса. Вместе эти три группы — Афины, Аполлона и Амура — составляют группы околоземных астероидов.

Источники появления астероидов

Астрономы считают, что должен существовать источник, пополняющий популяцию околоземных астероидов и в настоящее время. Во внутренних областях Солнечной системы астероиды могут существовать всего от 10 до 100 млн. лет, что гораздо меньше возраста Солнечной системы — 4,5 млрд. лет. За это время они исчезают либо из-за соударений с внутренними планетами, либо в результате гравитационных возмущений, выбрасывающих их за пределы Солнечной системы.

Одним из таких источников астероидов могут быть ядра бывших комет. Кометы, в которых истощились запасы льдов, образующих при испарении кому и хвосты, неотличимы от астероидов. Орбиты нескольких астероидов, близких к Земле, похожи на орбиты короткопериодических комет. Еще одно свидетельство дают наблюдения, выполненные Ф. Уипплом из Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра. Он показал, что околоземный астероид 3200 Фаэтон следует по орбите, совпадающей с орбитой малых тел, вызывающих метеорный поток Геминид. Раньше считалось, что метеорные потоки связаны только с кометами. Хотя кометы могут эволюционировать в астероиды, вряд ли этот процесс может объяснить образование всей популяции.

Исследователи предполагают, что источником остальных 80% астероидов земной группы может быть главный пояс астероидов. Описание такого механизма «доставки» до недавнего времени было трудным для понимания. Стержнем решения является открытие Дж. Уиздома из Массачусетского технологического института. Некоторые объекты, например, вблизи резонанса 3:1, могут подвергаться «хаотическому движению». В результате такого движения астероид может пересечь орбиту Марса. Исследования Дж. Уэдерилла из Института Карнеги показали, что гравитационное взаимодействие с Марсом способно помочь переносу астероидов в окрестности Земли.

Опасность столкновения с Землей

Падающие астероиды

Поскольку некоторые астероиды пересекают земную орбиту, существует опасность их столкновения с Землей. В прошлом Земля неоднократно сталкивалась с астероидами, и последствия таких столкновений впечатляющие: одно такое сильное столкновение, произошедшее 65 млн. лет назад, могло привести к массовому вымиранию животных. При более слабых столкновениях, случающихся раз в столетие, выделяется энергия, эквивалентная энергии при взрыве ядерной бомбы. Последнее событие такого рода произошло 30 июня 1908 г. в районе сибирской реки Тунгуски, и с тех пор имело место несколько близких прохождений. Например, в январе 1991 г. наблюдатели открыли астероид 1991 ВА как раз за час до того, как он прошел на расстоянии 0,0011 а. е. — это меньше половины расстояния от Земли до Луны.

Физические свойства

Другие малые тела в Солнечной системе также могут быть астероидами. Например, не исключено, что спутники Марса Фобос и Деймос, восемь внутренних спутников Юпитера и спутник Сатурна Феба могут быть захваченными астероидами.

В течение 150 лет после открытия астероидов составлялись каталоги этих объектов и определялись их орбиты, однако к систематическому изучению их физических свойств приступили лишь в 1950 г. Поскольку у астероидов нет видимого диска, их физические свойства определяются по интенсивности и спектральным свойствам отраженного солнечного света. Пионерами таких исследований являются Дж. Койпер и его студенты из Чикагского университета и Т. Герельс из Аризонского университета.

Непостоянный блеск

Первое физическое свойство, замеченное астрономами, состояло в том, что астероиды не имеют постоянного блеска. Короткопериодические вариации блеска обусловлены вращением этих тел неправильной формы. В результате изменения площади поперечного сечения к Земле отражается различное количество солнечного света. При каждом обороте с Земли последовательно видны два узких и два широких конца, которые дают два максимума и два минимума на кривой блеска.

По максимальной амплитуде вариаций можно судить о форме объекта. Например, для вытянутого тела характерны большие вариации блеска, чем для сферического. Типичные периоды вращения астероидов составляют от 4 до 20 часов, типичные вариации блеска — около 20%. Альбедо некоторых астероидов может меняться еще сильнее; интенсивность света от 433 Эрос флуктуирует более чем в 4 раза.

По имеющимся данным о периодах вращения можно сделать выводы о характере столкновений астероидов. При некатастрофических столкновениях момент количества движения увеличивается случайным образом. Маленькие астероиды вращаются быстро. Более крупные астероиды с большими моментами инерции, реже сталкивающиеся с массивными налетающими объектами, вращаются медленнее.

Интересно, что эта тенденция нарушается для астероидов размерами более 125 км: для них, как правило, скорость вращения тем больше, чем больше размеры. Причиной этого может быть гравитация. Вместо увеличения момента количества движения в результате столкновения такие астероиды просто разрушаются. У более крупных астероидов масса достаточна для того, чтобы они оставались неповрежденными или по крайней мере отколовшиеся фрагменты не покидали объект, скорость которого возросла в результате столкновения. Полагают, что быстро вращающиеся и крупные вытянутые астероиды — это гравитационно связанные «груды обломков», т. е. тела, сильно раздробленные во внутренних областях. Кривая блеска астероида позволяет также определить ориентацию его оси вращения. Когда ось вращения вытянутого астероида направлена на наблюдателя, то вариации блеска будут малы или вообще будут отсутствовать. По мере того как в ходе орбитального движения ориентация оси меняется, амплитуда кривой блеска увеличивается и достигает максимума, когда астероид повернут к Земле экватором в положении 90 градусов. Баруччи со своими коллегами из обсерватории Терамо в Италии с помощью моделей астероидов в простом аппарате синтезировал около 10 000 кривых блеска для объектов различной формы. Сравнение синтезированной кривой с измеренной кривой блеска позволяет лучше определить форму астероида и свойства его поверхности.

Измерение размеров

Хотя из кривых блеска можно вывести такую важную характеристику астероидов, как их форма, они не позволяют провести абсолютные измерения размеров. Наиболее широко используемый метод оценки размеров основан на измерениях теплового излучения. Типичная поверхностная температура — около 200 К, но это значение и соответствующий тепловой поток зависят от альбедо астероида, его диаметра и расстояния от Солнца. Например, поверхность с низким альбедо отражает очень мало солнечного света; большая часть солнечной энергии поглощается и переизлучается в ИК-диапазоне. Поэтому из двух астероидов, находящихся на одинаковом расстоянии и имеющих одинаковый видимый блеск, объект с более сильным тепловым излучением будет иметь более низкое альбедо и, следовательно, больший диаметр.

Поскольку астрономы способны надежно вычислить поток солнечного излучения, падающего на астероид, можно использовать измерения в видимом и инфракрасном диапазонах, чтобы определить его альбедо и диаметр. Наиболее детальный обзор выполнен с помощью Инфракрасного астрономического спутника (IRAS). На этом спутнике, запущенном в 1983 г., проведены инфракрасные измерения около 2000 внесенных в каталоги астероидов и гораздо большего числа некаталогизированных астероидов.

Из полученных результатов следует, что распределение альбедо для самых больших и малых астероидов различается. Это различие можно объяснить тем, что меньшие астероиды могут быть фрагментами, образовавшимися из недр более крупных астероидов. Судя по пылевым полосам, открытым спутником IRAS в поясе астероидов, такие столкновения происходят достаточно часто.

Для другого метода определения размеров астероидов требуется благоприятное расположение светил, но он дает наиболее точные результаты. Иногда в своем видимом движении по небу астероид проходит точно перед далекой звездой — происходит так называемое покрытие звезды астероидом. Тогда по земной поверхности скользит тень астероида. Ширина тени соответствует длине астероида вдоль одного из его измерений. Произведение расчетной скорости тени на продолжительность покрытия дает другой размер.

Наблюдалось более 40 таких покрытий звезд астероидами. Наиболее успешные измерения были выполнены в 1983 г., когда несколько сотен любителей астрономии и профессионалы сообща наблюдали покрытие яркой звезды 1 Лисички Палладой. На основании измерений кривой блеска и предварительных расчетных данных установлено, что астероид имеет эллипсоидальную форму с осями 574, 526 и 501 км.

Один из наиболее мощных и перспективных методов изучения астероидов — радиолокационный. В отличие от большинства астрономических инструментов, пассивно измеряющих энергию небесных объектов, радиолокатор позволяет проводить контролируемые эксперименты. Наблюдателям достаточно выбрать поляризацию, продолжительность и частоту модуляции посылаемого сигнала. В отраженном сигнале будет содержаться информация о расстоянии до астероида, его размерах, скорости вращения, форме, ориентации и свойствах поверхности. Совместными усилиями С. Остро из Лаборатории реактивного движения НАСА и других ученых получены радиолокационные отражения более 50 околоземных астероидов и астероидов главного пояса.

Возможно, один из наиболее впечатляющих результатов, полученных Остро с коллегами, — реконструированные изображения астероидов и среди них объекта очень странной формы 1989 РВ (внесенного в каталог под номером 4769 Касталия). Этот околоземный астероид имеет раздвоенную структуру, состоящую из двух частей, находящихся в контакте. Хотя форма Касталии может определяться кратерами, большинство астрономов склоняются к тому, что объект является двойным, состоящим из двух отдельных тел, столкнувшихся с низкой скоростью и образовавших единый объект.

Химический состав

Состав астероида

Физические размеры астероидов можно определить разнообразными методами, а химический состав — только спектральными измерениями. Поскольку различные химические элементы и соединения поглощают излучение в разных областях электромагнитного спектра, исследователи могут по спектральным данным определить химический состав тела. Информация о химическом составе большой выборки астероидов позволяет астрономам сделать выводы об их образовании и «тепловой» эволюции в целом.

На основании таких измерений исследователи подразделили астероиды на множество классов по их химическому составу. Наиболее многочисленными оказались классы С и S, впервые выделенные в 70-х годах. Класс С включает объекты с низким альбедо, обычно имеющие нейтральный или плоский спектр и сильное поглощение в ультрафиолетовой области. К классу S принадлежат объекты с умеренным альбедо, имеющие широкие полосы поглощения в голубой области спектра и в ультрафиолетовой.

Вскоре после этого астрономы выделили несколько других классов. Анализ, выполненный Д. Толеном из Гавайского университета в 1984 г., сильно расширил систематику объектов. Принятые в настоящее время классы обозначаются буквами S, C, М, D, F, Р, G, Е, В, А, V, Q и R в порядке их относительной численности.

Хотя эта последовательность букв выглядит совершенно произвольной, в действительности такая систематизация выявляет четкое распределение астероидов по химическому составу. Основываясь на работе Дж. Грейди из Гавайского университета и Э. Тидеско из Лаборатории реактивного движения, Дж. Белл из Гавайского университета разработал концепцию для физической интерпретации этой классификации. Он сгруппировал классы астероидов в три более крупные группы: примитивные, метаморфические и изверженные. Примитивные астероиды, к которым принадлежат классы С, D, и Р, преобладают во внешних областях пояса, изверженные — S, М, Е — во внутренних частях, а метаморфические (классы F, G, В, Т) — в центральных областях.

Из этой картины распределения следует, что в результате какого-то первичного процесса возник резкий температурный градиент, что и привело к изменению химического состава астероидов.

Примитивные астероиды, локализованные дальше всего от Солнца, наиболее богаты углеродом и водой, т. е. представляют собой не подвергшееся изменениям вещество, оставшееся после формирования Солнечной системы. Метаморфические объекты похожи на примитивные, но содержат наибольшее количество летучих веществ и мало воды. Из этих свойств следует вывод, что произошел какой-то процесс нагревания, превративший примитивные астероиды в метаморфические. Изверженные астероиды, находящиеся ближе всего к Солнцу, должны были подвергнуться сильному нагреву. Вероятно, они образовались из расплава и содержат сложные минеральные образования.

Наиболее вероятный источник нагрева — сильный солнечный ветер на стадии формирования Солнца. Таким нагревом можно объяснить резкий градиент в расположении классов астероидов относительно Солнца. Однако некоторые исследователи предлагают в качестве источника нагрева радиоактивный распад изотопа алюминий-26. Этот изотоп мог быть инжектирован в конденсирующуюся Солнечную систему взрывом близкой сверхновой. Соударения астероидов также могли обеспечить некоторое количество тепла для перемешивания и расплавления вещества, находящегося на их поверхности.

Изучение минералогического состава астероидов — не такая маловероятная задача, как могло бы показаться. Возможно, метеориты «поставляют» на Землю образцы вещества из пояса астероидов. Однако загадка еще не разгадана. Данные исследований астероидов и метеоритов не вполне стыкуются. Наибольшее расхождение наблюдается для углистых хондритов — самого распространенного типа метеоритов. Эти метеориты с относительно простым химическим составом по спектральным данным не имеют аналогов в главном поясе астероидов.

Теоретики предположили, что прародителями углистых хондритов могут быть астероиды класса S, имеющие такой же качественный минералогический состав. Однако их количественный состав трудно определить. Некоторые исследователи считают, что астероиды класса S содержат больше металлов и поэтому больше похожи на железно-каменные метеориты — объекты, подвергшиеся заметному нагреву.

Одна из возможных разгадок может быть связана с «космическим выветриванием». Под воздействием солнечной радиации и ударов микрометеоритов внешний слой обычных углистых хондритов толщиной несколько миллиметров может подвергнуться таким изменениям, которые влияют на их спектральные характеристики.

Другой вариант связан с проведенными недавно наблюдениями околоземного астероида 1862 Аполлон. Этот астероид поперечником 2 км по спектральным данным соответствует хондритам. Возможно, в результате сильных соударений обломки 1862 Аполлона могли попасть на орбиты, пересекающие земную орбиту. Кроме того, исследователи считают, что источников углистых хондритов может быть несколько. Возможно, более обширные обзоры выявят больше астероидов этого класса.

Немало расхождений имеется и в моделях «ударной» эволюции. Например, базальтовая кора Весты, вероятно, порождена потоками лавы при сильном разогреве в ранней Солнечной системе. Трудно понять, как в условиях сильной интенсивной бомбардировки, полностью разрушившей многие астероиды таких же размеров, Весте удалось сохранить свою кору неповрежденной.

Выводы

В настоящее время разрабатываются программы полетов к околоземным астероидам, многие из которых более доступны, чем Луна. Итальянское космическое агентство рассматривает программу «Piazzi». Новая инициатива США включает серию недорогих полетов космического корабля «Дискавери», в которых также может состояться рандеву с околоземным астероидом.

В первой половине XXI в. относительно мало астероидов будет изучено с помощью космических аппаратов. Астрономы продолжат наземные и спутниковые наблюдения. С помощью радиотелескопа в Аресибо (Пуэрто-Рико) ученые надеются получить изображения сотен астероидов главного пояса, а отремонтированный Космический телескоп «Хаббл» обеспечит их детальными изображениями и данными о метеорологическом составе.

Источник:
В мире науки
22:50
353
RSS
Нет комментариев. Ваш будет первым!