Астероиды

АСТЕРОИДЫ - малые планеты, имеющие диаметры примерно от 1 до 1000 км, и орбиты, расположенные преимущественно между орбитами Марса и Юпитера. Догадка о том, что между орбитами Марса и Юпитера должна существовать планета, была высказана нем. учёным И. Кеплером в 1596 г. В 1772 г. нем. учёный И. Тициус предложил эмпирическую ф-лу для больших полуосей планетных орбит а_к = 0,4+0,3^.2^к (а. е.), где к = 0 для Венеры, к = 1 для Земли, к = 2 для Марса (а₂ = 1,6 а. е.) и к = 4 для Юпитера (a₄ = 5,2 а. е.). Согласно этому закону (его называют законом Тициуса - Боде), при к = 3, т. е. на расстоянии 2,8 а. е. от Солнца, должна была бы находиться планета. На конгрессе астрономов в 1796 г. был принят проект её поисков. 4 года спустя был открыт первый астероид Церера (итал. астрономом Дж. Пиацци), а вскоре и второй - Паллада (нем. астрономом Г. Ольберсом, 1802 г.). К началу 1984 г. число А. с надёжно установленными параметрами орбит, получивших постоянные номера, приблизилось к 3000. Осн. характеристики А. связаны как с условиями их образования, так и с дальнейшей эволюцией в течение 4,6 млрд. лет существования Солнечной системы.

Распределение в пространстве и движение А. Ок. 98% всех А. имеют ср. суточное движение n, заключённое в пределах от 1200 до 400" (n - величина, обратная периоду обращения, обычно она выражается в секундах дуги). А. с такими значениями n движутся по орбитам с большими полуосями от 2,1 до 4,3 а. е. Эту область околосолнечного пространства обычно наз. кольцом или поясом А. Ср. эксцентриситеты орбит А. , ср. наклоны к плоскости эклиптики (см. Элементы орбиты). Нек-рые А. обладают большими значениями е и (или) i; так, у астероида Ганимед е = 0,54, у Гидальго е = 0,66, i = 42^o. Структура кольца А. определяется в основном возмущениями планет, заметно изменяющими орбиты А.,

вызывая их прецессию, осцилляцию с различными периодами и др. В распределении перигелиев орбит (ближайших к Солнцу точек орбит) чётко выражена концентрация в направлении перигелия Юпитера - указание на преобладающую роль возмущений, вызываемых Юпитером. Орбита А. располагается так, чтобы возмущения были минимальными. Характерно практич. отсутствие А. с орбитами, у к-рых периоды обращения вокруг Солнца соизмеримы с периодом обращения Юпитера ("люки Кирквуда"). Такие А. наз. резонансными. Почти или полностью отсутствуют резонансные А. с отношением периодов Р_А/Р_Ю = 1:2, 1:3, 1:4, 2:5, 3:7 и др. (рис. 1). Попытки объяснить "люки Кирквуда" только гравитац. возмущениями резонансных А. в рамках классич. небесной механики не увенчались успехом. То же можно сказать и о гипотезе, связывающей отсутствие таких А. с большей вероятностью их разрушения при столкновениях, поскольку они имеют более эксцентричные орбиты и, следовательно, большие относительные скорости. Более обнадёживают результаты рассмотрения движения резонансных А. в сопротивляющейся среде (в условиях частых столкновений с меньшими телами), т. к. при этом происходит вековое уменьшение большой полуоси орбиты А. и его выход из резонанса.

Рис. 1. Распределение астероидов по среднему суточному движению n и по величинам больших полуосей орбит а. Стрелками показаны "люки Кирквуда", соответствующие резонансам с Юпитером. N - число астероидов с данным значением а.

Рис. 2. Две группы астероидов (Троянцы и Греки), находящихся от Юпитера на расстояниях, равных расстоянию от Солнца (вблизи так называемых треугольных либрационных точек Лагранжа L4 и L5). Движение астероидов в этих случаях устойчиво.

Иная картина наблюдается в ближней к Юпитеру части кольца. Из этой зоны гравитац. воздействием Юпитера выброшены все А., кроме резонансных. Близко к отношению периодов 2:3 находятся А. группы Гильды, к 3:4 - астероид Туле, а к отношению 1:1 - две группы А. (Троянцы и Греки), совершающие либрационное движение вокруг лагранжевых точек L₄ и L₅ (рис. 2). Общее число А. с диаметрами d > 25 км, движущихся вблизи точки L₄, составляет примерно 700, а вблизи L₅ - 200.

Известно ок. 50 А., имеющих большие эксцентриситеты орбит и малые перигельные расстояния. Перигелии А. группы Аполлона расположены внутри орбиты Земли, а группы Амура - между орбитами Земли и Марса, причём половина из них в результате возмущении также может попадать внутрь орбиты Земли. Согласно оценкам, ожидаемое число всех А. этих групп с d > l км и с орбитами, скрещивающимися с орбитой Земли, должно превышать 1300. Соответственно они должны падать на Землю, образуя кратеры с , в среднем 1 раз в 100 тыс. лет.

Дробления А. при столкновениях определили др. характерную черту системы А.- существование семейств, т. е. групп А. с близкими значениями больших полуосей орбит и их освобождённых от планетных возмущений (собственных) эксцентриситетов и наклонов. Выявлено свыше 50 семейств, охватывающих более 40% всех А. Самое большое семейство Флора включает 259 членов. Нередко масса крупнейшего члена семейства много больше суммарной массы всех остальных членов. Наложив дополнительные ограничения - близость собственных перигелиев и долгот восходящего узла,- швед. астрофизик X. Альвен выделил в семействах меньшие группы, названные им струйными потоками. Т. к. собственные долготы А. существенно изменяются за тысячи лет, то потоки должны быть молодыми образованиями. Иными словами, дробление А. продолжается в настоящее время. Небольшие различия собственных элементов у членов семейств и потоков означают малую скорость разлёта фрагментов, т. е. малую скорость столкновений А., породивших семейства.

По периодич. колебаниям блеска А. оценена скорость их вращения. Периоды вращения крупных А. заключены между 5 и 20 ч (меньшие А., по-видимому, вращаются немного быстрее). Распределение абс. скоростей вращения близко к максвелловскому, оси вращения ориентированы в пространстве, по-видимому, случайно. Только немногие, самые крупные, А. имеют прямое вращение (Церера, Паллада, Веста), т. е. вращаются в ту же сторону, что и Земля.

Физические свойства А. Прямые оценки масс А. по их взаимным возмущениям при сближениях имеются лишь для трёх крупнейших А.- Цереры (1,2^.10²⁴ г), Паллады (2,2^.10²³г), Весты (2,8^.10²³ г). Согласно оценкам, общая масса А. ~10^-3 массы Земли. Непосредственные измерения диаметров А. (микрометрические, интерферометрические, во время покрытий звёзд) пока доступны лишь для самых крупных А. Размеры остальных А. оцениваются по их блеску (абс. звёздной величине) и альбедо. Раньше альбедо принималось равным ср. значению, полученному для крупнейших А. из прямых измерений их диаметров. В 70-х гг. 20 в. успешно применены новые методы определения альбедо и диаметров А. Поляриметрический метод основан на зависимости альбедо от изменения поляризации отражённого света с фазовым углом (т. е. углом между направлениями на Солнце и на Землю с данного А.).

Рис. 3. Изменение степени поляризации света, отраженного от астероида, с ростом фазового угла a. Угол h характеризует альбедо астероида, a0 - структуру поверхности.

При углах a > 15^o степень поляризации р растёт практически линейно с фазой, и наклон кривой р(a) постоянен (рис. 3). Многочисленные лабораторные определения р(a) для лунных образцов, метеоритов и земных образцов показывают, что этот наклон тесно коррелирует со значениями альбедо и слабо зависит от др. характеристик. Метод применяется при значениях альбедо больше 0,06. Радиометрический метод, позволяющий определять и альбедо, и размеры А., состоит в сравнении блеска А. в видимой области спектра с тепловым излучением в ИК-области (l = 10 - 20 мкм). Чем больше альбедо А., тем он ярче в видимой области спектра и тем меньше он поглощает солнечное излучение. Соответственно, тем меньше его тепловое (в частности, инфракрасное) излучение. Главные трудности метода связаны с определением фотометрич. и тепловых св-в поверхностей А. Совершенствование поляриметрического и радиометрического методов и техники наблюдении позволило добиться согласованных результатов более чем для 200 А. Для крупнейших А. значения альбедо оказались существенно меньше найденных прежде. Следовательно, размеры А. больше, чем считалось ранее (см. табл.).

Приведённая в табл. классификация А. основана на их спектрах (в частности, UBV-фотометрии) и альбедо. К тину С относят наиболее тёмные А. с альбедо А_V < 0,065, сходные по отражательным св-вам с углистыми хондритами (см. Метеориты), с тёмными базальтовыми брекчиями лунных образцов. К типу S относятся А. с А_V от 0,065 до 0,23, обладающие св-вами каменистого вещества с небольшим количеством металлов (Н-хондриты). Те же значения альбедо у А. класса М (в табл. не представлен), но последние обнаруживают поляризационные св-ва, характерные для металлов и, вероятно, содержат большую их примесь в поверхностном слое. Среди А. крупнее 100 км С-, S- и М-астероиды составляют соответственно 75%, 15% и 4% от общего числа. Тип U означает неизвестный (от англ. unknown). По данным поляризационных исследований, поверхности А. покрыты реголитом - обломками разных размеров, перемешанными с пылью.

О составе недр А. можно судить лишь по их плотностям, вычисленным по оценённым массам и диаметрам. Таких оценок пока мало, и они недостаточно точны. Для Цереры, Паллады п Весты плотности соответственно равны: 2,3 + 1,1; 2,6+ 0,9; 3,3 + 1,5 (г/см³). Плотность А. и состав их обломков, выпавших на Землю в виде метеоритов, указывают на преимущественно каменистую природу А.

Происхождение А. Г. Ольберс вскоре после открытия им Паллады высказал гипотезу об образовании А. в результате распада существовавшей ранее планеты. Гипотеза получила признание и господствовала в течение более полутоpa столетий. Согласно модифицированному варианту гипотезы, предложенному в 1972 г. М. Овенденом (Канада), планета с массой 90 масс Земли распалась или взорвались 16 млн. лет назад и породила пояс А. Гипотеза была подвергнута критике, т. к. внутр. источники энергии планеты не могут обеспечить энергии, необходимой для распада столь массивного тела. Распад мог бы произойти при тесном сближении планеты с Юпитером (если бы она попали внутрь полости Роша), но тогда была бы нарушена система Галилеевых спутников Юпитера, для восстановления резонансных движений в к-рой необходимо >2 млрд. лет. О. Ю. Шмидт дал объяснение образования А. на основе его теории образования планет из твёрдых частиц и тел путём их объединения (1954г.). Процесс формирования планеты в поясе А. был приостановлен на стадии более мелких тел из-за гравитац. возмущении со стороны массивного Юпитера, увеличивших относительные скорости тел в зоне А. В результате объединение тел при столкновениях сменилось их дроблением. Дальнейшее исследование процесса аккумуляции планет позволило конкретизировать и уточнить эту идею. В зоне образования Юпитера, где темп-pa была ниже, конденсировались обильные летучие вещества Н₂О, СH₄, NH₃, остававшиеся газообразными в зоне А. Поверхностная плотность твёрдого вещества в зоне Юпитера была выше, и тела там росли быстрее, чем в зоне А. Относительные скорости тел росли пропорционально их линейным размерам, и при массе зародыша Юпитера ~10²⁷ г тела его зоны стали "простреливать" зону А. Сталкиваясь с А., они присоединяли их к себе и удалили т. о. из зоны А. подавляющее большинство тел. Тесные сближения наиболее крупных тел зоны Юпитера (~10²⁶ г) с оставшимися А. увеличили разброс их скоростей до наблюдаемого значения >5км/с. В дальнейшем благодаря возмущениям, вызванным Юпитером, оказались выброшенными все А. из более близкой к Юпитеру внеш. части пояса А. (т. е. А. с большими полуосями а. о.) и образовались "люки Кирквуда" при резонансных значениях а. Данные о строении пояса А. и о вращении А. свидетельствуют о том, что А. представляют собой систему тел, эволюционирующую благодаря взаимным столкновениям (исключение составляют неск. наиболее крупных А.). Продолжающееся дробление А. при столкновениях и эволюция их орбит пополняют запас тел на opбитах, скрещивающихся с орбитами Земли и Марса (группы Аполлона и Амура), к-рые явл. осн. источником падающих на Землю метеоритов. С др. стороны, монотонное изменение состава А. с расстоянием от Солнца, продолжающее аналогичное изменение состава планет земной группы, свидетельствует об отсутствии полной перемешанности тел в поясе А. и служит одним из наиболее серьёзных аргументов против гипотез образования А. в результате распада одной планеты или двух столкнувшихся тел.

Лит.:
Шмидт О. Ю., О происхождении астероидов, "ДАН СССР", 1954, т. 96, 3, с. 449; Малые планеты, М., 1973
Чеботарев Г. А., Шор В. А., Структура пояса астероидов, "Тр. Ин-та теоретической астрономии", Л., 1976, т. 15, с. 60
Сафронов В. С., Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет, М., 1969
Симоненко А. Н., Метеориты - осколки астероидов, М., 1979
Дёмин В. Г., Журавлёв С. Г., Астероиды: происхождение, статистика и эволюция, М., 1979 (Итоги науки и техники. Серия Астрономия, т. 15)

(В.С. Сафронов)