Солнечная система (Астрономия и астрофизика) - Сурдин Владимир Георгиевич (книги онлайн без регистрации полностью .txt) 📗
Рис. Итокава.
Один из астероидов, сближающихся с Землей, — 25143 Itokawa — уже изучен весьма подробно: рядом с этим 500-метровым телом в 2005 г. несколько месяцев работал японский зонд «Хаябуса». Дважды (20 и 25 ноября) он садился на поверхность астероида и пытался взять образцы грунта, но уверенности в том, что это удалось, нет. Тем не менее, экспедиция оказалась удачной: детально изучена поверхность астероида, измерена средняя плотность его вещества (2 г/см3), альбедо (0,53), период вращения (12 час.), скорость отрыва с поверхности (около 20 см/с). «Хаябуса» должен вернуться на Землю в 2010 г., возможно, с образцами грунта.
О других астероидных поясах
За орбитой Юпитера также существуют астероидоподобные тела. Более того, оказалось, что таких тел очень много на периферии Солнечной системы. (См. об этом также в главах «Солнечная система» и «Плутон».) В 1990-е гг. за орбитой Нептуна обнаружили более 300 астероидоподобных объектов диаметрами от 100 до 800 км. Населенную ими область назвали «поясом Койпера». К 2007 г. их число перевалило за 1000, а диаметр крупнейшего из них (Эрида) оказался 2400 км. По оценкам, количество тел в поясе Койпера может быть не меньше, чем в Главном поясе астероидов. Предположения об этом в разное время высказывались различными астрономами, но свое название новый резервуар малых тел получил в честь известного американского астронома Джерарда Койпера, который в 1951 г. сформулировал гипотезу о том, что за орбитой Нептуна, на расстояниях 30—50 а.е. от Солнца может быть скопище тел, служащих источником короткопериодических комет. Как выяснилось позже, в 1949 г. такое же предположение сделал англичанин Кеннет Эджворт (Edgeworth К.Е., 1880—1972), поэтому в Европе многие предпочитают называть эту область Солнечной системы поясом Эджворта-Койпера.
По параметрам орбит транснептуновые объекты разделили на два класса. Класс «плутино» объединил те из них, которые (как и Плутон) движутся в резонансе 3:2 с Нептуном по довольно эллиптичным орбитам: большие полуоси около 39 а.е.; эксцетриситеты 0,11—0,35; наклоны орбит к эклиптике от 0 до 20°. В конце 1990-х была даже дискуссия, считать ли Плутон полноправной планетой или только одним из плутино. Тогда решили считать его планетой, поскольку он был крупнее любого из новооткрытых тел и к тому же имеет атмосферу и большой спутник — Харон. Но к 2006 г. в поясе Койпера обнаружились объекты крупнее Плутона, поэтому вместе с Плутоном их выделили в особый тип планет-карликов. Однако по характеру движения Плутон по-прежнему входит в класс плутино.
Во второй, более многочисленный класс вошли «типичные объекты пояса Койпера», движущиеся по орбитам, близким к круговым, с большими полуосями от 40 до 48 а.е. и наклонами от 0 до 40°. О внутреннем составе всех этих объектов пока трудно что-либо сказать. Не ясно даже, какого они типа — астероидного или кометного. Ясно одно: их состав должен быть весьма примитивным, поскольку на далекой периферии Солнечной системы он не испытал больших изменений с момента конденсации из протопланетной туманности.
Обнаружены также объекты между поясом Койпера и главным поясом астероидов — это «кентавры», первым из которых был открыт в 1977 г. Хирон, имеющий диаметр около 200 км. В афелии (18,8 а.е.) он касается орбиты Урана, а по пути к перигелию (8,43 а.е.) пересекает орбиту Сатурна. Поэтому его движение очень неустойчиво, и он в скором времени либо столкнется с одной из планет, либо будет выброшен из планетной системы. Хирон зарегистрировали как астероид, но в 1989 г. у него обнаружилась пылевая кома, в 1991 г. — газовая оболочка, а к 1996 г., проходя перигелий, он уже был типичной кометой, наглядно демонстрируя отсутствие резкой границы между астероидами и кометами как по составу вещества, так и, возможно, по происхождению. Двойственная природа кентавров очень точно отразилась в названии этого семейства малых тел. Первым из них присвоили имена легендарных кентавров, но исторических имен на всех не хватило.
Предлагается область, населенную кентаврами, назвать «поясом Казимирчак-Полонской» в честь Елены Ивановны Казимирчак-Полонской (1902—1992), теоретически доказавшей возможность существования астероидных тел между орбитами планет-гигантов.
О методах исследования астероидов
Наши представления об астероидах пока ограничены весьма общими знаниями о веществе, покрывающем их поверхность. Они основаны на нескольких источниках информации: наземных телескопических наблюдениях в оптическом диапазоне, радиолокационных измерениях, детальных изображениях поверхности нескольких тел, переданных космическими зондами, а также на результатах анализа земных пород и найденных на Земле метеоритов, которые (см. разд. «Метеориты») считаются осколками астероидов, ядер комет и поверхностей планет земной группы.
Массовое изучение поверхности малых тел основано на характеристиках отраженного ими солнечного света. В соответствии с формой спектра отраженного света астероиды делят на несколько спектральных типов или классов. Это позволяет разделить огромное количество малых тел на несколько групп с приблизительно одинаковым типом поверхности и даже оценить химико-минералогический состав их вещества. Иногда принимают во внимание и дополнительные данные, например, о радиолокационной отражательной способности астероида и о скорости его вращения вокруг оси. Естественное желание ученых поделить астероиды на несколько простых классов при детальном исследовании оказалось невыполнимым. В последнее время возникла необходимость введения подклассов и более мелкого деления спектральных типов для характеристики особенностей отдельных групп астероидов.
Поясним, как можно с помощью дистанционных измерений оценить состав вещества. Астероиды делят на группы по схожести цвета (его измеряют на небольших телескопах, фотографируя астероиды через светофильтры) или даже по форме спектра (для тусклых астероидов спектральные данные получить сложно — нужны большие телескопы). Затем в каждой группе выводят средние показатели цвета или характеристики спектра и сравнивают их с аналогичными величинами для земных горных пород и минералов, а также для метеоритов из научных коллекций. Подбирая «образцы-аналоги» с похожими цветовыми и спектральными характеристиками, считают, что в первом приближении их химический и минеральный состав соответствует веществу астероидов данного типа.
Как оказалось, в отличие от земных горных пород вещество астероидов в целом выглядит значительно более простым и даже примитивным. Это говорит о том, что физические и химические процессы в нем были не такими разнообразными и сложными, как в недрах планет земной группы. Тогда как на Земле сейчас надежно выделено около 4000 минеральных видов, на астероидах их может быть всего несколько сотен. Об этом можно судить хотя бы по количеству минеральных видов (около 300), найденных в метеоритах — обломках астероидов.
Большое разнообразие минералов на Земле возникло не только потому, что наша планета, по сравнению с астероидами, формировалась значительно ближе к Солнцу, а значит, и при более высокой температуре, стимулирующей химические реакции. Существенную роль сыграла и большая масса нашей планеты. Разогретое в ее недрах и ставшее пластичным силикатное вещество, металлы и их соединения разделились (дифференцировались) по удельному весу в гравитационном поле Земли. Эти процессы оказались благоприятными для возникновения постоянной газовой или жидкой окислительной среды, основными компонентами которой были кислород и вода. Их длительное взаимодействие с первичными минералами и породами земной коры дало то богатство минералов, которое мы наблюдаем.
Астероиды, по дистанционным данным, в основном состоят из простых силикатных соединений. В первую очередь это безводные силикаты, такие как пироксены (обобщенная формула ABZ2O6, где позиции «А» и «В» занимают катионы разных металлов, a «Z» — это Аl или Si), оливины (A22+SiO4 где A=Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (общая формула (Na,Ca)Al(Al,Si)Si2O8; в скобках указаны пары элементов, один из которых может входить в реальную формулу минерала). Их называют породообразующими минералами, поскольку они составляют основу большинства горных пород.
