Asteroidy

ASTEROIDY - malye planety, imeyushie diametry primerno ot 1 do 1000 km, i orbity, raspolozhennye preimushestvenno mezhdu orbitami Marsa i Yupitera. Dogadka o tom, chto mezhdu orbitami Marsa i Yupitera dolzhna sushestvovat' planeta, byla vyskazana nem. uchenym I. Keplerom v 1596 g. V 1772 g. nem. uchenyi I. Ticius predlozhil empiricheskuyu f-lu dlya bol'shih poluosei planetnyh orbit a_k = 0,4+0,3^.2^k (a. e.), gde k = 0 dlya Venery, k = 1 dlya Zemli, k = 2 dlya Marsa (a₂ = 1,6 a. e.) i k = 4 dlya Yupitera (a₄ = 5,2 a. e.). Soglasno etomu zakonu (ego nazyvayut zakonom Ticiusa - Bode), pri k = 3, t. e. na rasstoyanii 2,8 a. e. ot Solnca, dolzhna byla by nahodit'sya planeta. Na kongresse astronomov v 1796 g. byl prinyat proekt ee poiskov. 4 goda spustya byl otkryt pervyi asteroid Cerera (ital. astronomom Dzh. Piacci), a vskore i vtoroi - Pallada (nem. astronomom G. Ol'bersom, 1802 g.). K nachalu 1984 g. chislo A. s nadezhno ustanovlennymi parametrami orbit, poluchivshih postoyannye nomera, priblizilos' k 3000. Osn. harakteristiki A. svyazany kak s usloviyami ih obrazovaniya, tak i s dal'neishei evolyuciei v techenie 4,6 mlrd. let sushestvovaniya Solnechnoi sistemy.

Raspredelenie v prostranstve i dvizhenie A. Ok. 98% vseh A. imeyut sr. sutochnoe dvizhenie n, zaklyuchennoe v predelah ot 1200 do 400" (n - velichina, obratnaya periodu obrasheniya, obychno ona vyrazhaetsya v sekundah dugi). A. s takimi znacheniyami n dvizhutsya po orbitam s bol'shimi poluosyami ot 2,1 do 4,3 a. e. Etu oblast' okolosolnechnogo prostranstva obychno naz. kol'com ili poyasom A. Sr. ekscentrisitety orbit A. , sr. naklony k ploskosti ekliptiki (sm. Elementy orbity). Nek-rye A. obladayut bol'shimi znacheniyami e i (ili) i; tak, u asteroida Ganimed e = 0,54, u Gidal'go e = 0,66, i = 42^o. Struktura kol'ca A. opredelyaetsya v osnovnom vozmusheniyami planet, zametno izmenyayushimi orbity A.,

vyzyvaya ih precessiyu, oscillyaciyu s razlichnymi periodami i dr. V raspredelenii perigeliev orbit (blizhaishih k Solncu tochek orbit) chetko vyrazhena koncentraciya v napravlenii perigeliya Yupitera - ukazanie na preobladayushuyu rol' vozmushenii, vyzyvaemyh Yupiterom. Orbita A. raspolagaetsya tak, chtoby vozmusheniya byli minimal'nymi. Harakterno praktich. otsutstvie A. s orbitami, u k-ryh periody obrasheniya vokrug Solnca soizmerimy s periodom obrasheniya Yupitera ("lyuki Kirkvuda"). Takie A. naz. rezonansnymi. Pochti ili polnost'yu otsutstvuyut rezonansnye A. s otnosheniem periodov R_A/R_Yu = 1:2, 1:3, 1:4, 2:5, 3:7 i dr. (ris. 1). Popytki ob'yasnit' "lyuki Kirkvuda" tol'ko gravitac. vozmusheniyami rezonansnyh A. v ramkah klassich. nebesnoi mehaniki ne uvenchalis' uspehom. To zhe mozhno skazat' i o gipoteze, svyazyvayushei otsutstvie takih A. s bol'shei veroyatnost'yu ih razrusheniya pri stolknoveniyah, poskol'ku oni imeyut bolee ekscentrichnye orbity i, sledovatel'no, bol'shie otnositel'nye skorosti. Bolee obnadezhivayut rezul'taty rassmotreniya dvizheniya rezonansnyh A. v soprotivlyayusheisya srede (v usloviyah chastyh stolknovenii s men'shimi telami), t. k. pri etom proishodit vekovoe umen'shenie bol'shoi poluosi orbity A. i ego vyhod iz rezonansa.

Ris. 1. Raspredelenie asteroidov po srednemu sutochnomu dvizheniyu n i po velichinam bol'shih poluosei orbit a. Strelkami pokazany "lyuki Kirkvuda", sootvetstvuyushie rezonansam s Yupiterom. N - chislo asteroidov s dannym znacheniem a.

Ris. 2. Dve gruppy asteroidov (Troyancy i Greki), nahodyashihsya ot Yupitera na rasstoyaniyah, ravnyh rasstoyaniyu ot Solnca (vblizi tak nazyvaemyh treugol'nyh libracionnyh tochek Lagranzha L4 i L5). Dvizhenie asteroidov v etih sluchayah ustoichivo.

Inaya kartina nablyudaetsya v blizhnei k Yupiteru chasti kol'ca. Iz etoi zony gravitac. vozdeistviem Yupitera vybrosheny vse A., krome rezonansnyh. Blizko k otnosheniyu periodov 2:3 nahodyatsya A. gruppy Gil'dy, k 3:4 - asteroid Tule, a k otnosheniyu 1:1 - dve gruppy A. (Troyancy i Greki), sovershayushie libracionnoe dvizhenie vokrug lagranzhevyh tochek L₄ i L₅ (ris. 2). Obshee chislo A. s diametrami d > 25 km, dvizhushihsya vblizi tochki L₄, sostavlyaet primerno 700, a vblizi L₅ - 200.

Izvestno ok. 50 A., imeyushih bol'shie ekscentrisitety orbit i malye perigel'nye rasstoyaniya. Perigelii A. gruppy Apollona raspolozheny vnutri orbity Zemli, a gruppy Amura - mezhdu orbitami Zemli i Marsa, prichem polovina iz nih v rezul'tate vozmushenii takzhe mozhet popadat' vnutr' orbity Zemli. Soglasno ocenkam, ozhidaemoe chislo vseh A. etih grupp s d > l km i s orbitami, skreshivayushimisya s orbitoi Zemli, dolzhno prevyshat' 1300. Sootvetstvenno oni dolzhny padat' na Zemlyu, obrazuya kratery s , v srednem 1 raz v 100 tys. let.

Drobleniya A. pri stolknoveniyah opredelili dr. harakternuyu chertu sistemy A.- sushestvovanie semeistv, t. e. grupp A. s blizkimi znacheniyami bol'shih poluosei orbit i ih osvobozhdennyh ot planetnyh vozmushenii (sobstvennyh) ekscentrisitetov i naklonov. Vyyavleno svyshe 50 semeistv, ohvatyvayushih bolee 40% vseh A. Samoe bol'shoe semeistvo Flora vklyuchaet 259 chlenov. Neredko massa krupneishego chlena semeistva mnogo bol'she summarnoi massy vseh ostal'nyh chlenov. Nalozhiv dopolnitel'nye ogranicheniya - blizost' sobstvennyh perigeliev i dolgot voshodyashego uzla,- shved. astrofizik X. Al'ven vydelil v semeistvah men'shie gruppy, nazvannye im struinymi potokami. T. k. sobstvennye dolgoty A. sushestvenno izmenyayutsya za tysyachi let, to potoki dolzhny byt' molodymi obrazovaniyami. Inymi slovami, droblenie A. prodolzhaetsya v nastoyashee vremya. Nebol'shie razlichiya sobstvennyh elementov u chlenov semeistv i potokov oznachayut maluyu skorost' razleta fragmentov, t. e. maluyu skorost' stolknovenii A., porodivshih semeistva.

Po periodich. kolebaniyam bleska A. ocenena skorost' ih vrasheniya. Periody vrasheniya krupnyh A. zaklyucheny mezhdu 5 i 20 ch (men'shie A., po-vidimomu, vrashayutsya nemnogo bystree). Raspredelenie abs. skorostei vrasheniya blizko k maksvellovskomu, osi vrasheniya orientirovany v prostranstve, po-vidimomu, sluchaino. Tol'ko nemnogie, samye krupnye, A. imeyut pryamoe vrashenie (Cerera, Pallada, Vesta), t. e. vrashayutsya v tu zhe storonu, chto i Zemlya.

Fizicheskie svoistva A. Pryamye ocenki mass A. po ih vzaimnym vozmusheniyam pri sblizheniyah imeyutsya lish' dlya treh krupneishih A.- Cerery (1,2^.10²⁴ g), Pallady (2,2^.10²³g), Vesty (2,8^.10²³ g). Soglasno ocenkam, obshaya massa A. ~10^-3 massy Zemli. Neposredstvennye izmereniya diametrov A. (mikrometricheskie, interferometricheskie, vo vremya pokrytii zvezd) poka dostupny lish' dlya samyh krupnyh A. Razmery ostal'nyh A. ocenivayutsya po ih blesku (abs. zvezdnoi velichine) i al'bedo. Ran'she al'bedo prinimalos' ravnym sr. znacheniyu, poluchennomu dlya krupneishih A. iz pryamyh izmerenii ih diametrov. V 70-h gg. 20 v. uspeshno primeneny novye metody opredeleniya al'bedo i diametrov A. Polyarimetricheskii metod osnovan na zavisimosti al'bedo ot izmeneniya polyarizacii otrazhennogo sveta s fazovym uglom (t. e. uglom mezhdu napravleniyami na Solnce i na Zemlyu s dannogo A.).

Ris. 3. Izmenenie stepeni polyarizacii sveta, otrazhennogo ot asteroida, s rostom fazovogo ugla a. Ugol h harakterizuet al'bedo asteroida, a0 - strukturu poverhnosti.

Pri uglah a > 15^o stepen' polyarizacii r rastet prakticheski lineino s fazoi, i naklon krivoi r(a) postoyanen (ris. 3). Mnogochislennye laboratornye opredeleniya r(a) dlya lunnyh obrazcov, meteoritov i zemnyh obrazcov pokazyvayut, chto etot naklon tesno korreliruet so znacheniyami al'bedo i slabo zavisit ot dr. harakteristik. Metod primenyaetsya pri znacheniyah al'bedo bol'she 0,06. Radiometricheskii metod, pozvolyayushii opredelyat' i al'bedo, i razmery A., sostoit v sravnenii bleska A. v vidimoi oblasti spektra s teplovym izlucheniem v IK-oblasti (l = 10 - 20 mkm). Chem bol'she al'bedo A., tem on yarche v vidimoi oblasti spektra i tem men'she on pogloshaet solnechnoe izluchenie. Sootvetstvenno, tem men'she ego teplovoe (v chastnosti, infrakrasnoe) izluchenie. Glavnye trudnosti metoda svyazany s opredeleniem fotometrich. i teplovyh sv-v poverhnostei A. Sovershenstvovanie polyarimetricheskogo i radiometricheskogo metodov i tehniki nablyudenii pozvolilo dobit'sya soglasovannyh rezul'tatov bolee chem dlya 200 A. Dlya krupneishih A. znacheniya al'bedo okazalis' sushestvenno men'she naidennyh prezhde. Sledovatel'no, razmery A. bol'she, chem schitalos' ranee (sm. tabl.).

Privedennaya v tabl. klassifikaciya A. osnovana na ih spektrah (v chastnosti, UBV-fotometrii) i al'bedo. K tinu S otnosyat naibolee temnye A. s al'bedo A_V < 0,065, shodnye po otrazhatel'nym sv-vam s uglistymi hondritami (sm. Meteority), s temnymi bazal'tovymi brekchiyami lunnyh obrazcov. K tipu S otnosyatsya A. s A_V ot 0,065 do 0,23, obladayushie sv-vami kamenistogo veshestva s nebol'shim kolichestvom metallov (N-hondrity). Te zhe znacheniya al'bedo u A. klassa M (v tabl. ne predstavlen), no poslednie obnaruzhivayut polyarizacionnye sv-va, harakternye dlya metallov i, veroyatno, soderzhat bol'shuyu ih primes' v poverhnostnom sloe. Sredi A. krupnee 100 km S-, S- i M-asteroidy sostavlyayut sootvetstvenno 75%, 15% i 4% ot obshego chisla. Tip U oznachaet neizvestnyi (ot angl. unknown). Po dannym polyarizacionnyh issledovanii, poverhnosti A. pokryty regolitom - oblomkami raznyh razmerov, peremeshannymi s pyl'yu.

O sostave nedr A. mozhno sudit' lish' po ih plotnostyam, vychislennym po ocenennym massam i diametram. Takih ocenok poka malo, i oni nedostatochno tochny. Dlya Cerery, Pallady p Vesty plotnosti sootvetstvenno ravny: 2,3 + 1,1; 2,6+ 0,9; 3,3 + 1,5 (g/sm³). Plotnost' A. i sostav ih oblomkov, vypavshih na Zemlyu v vide meteoritov, ukazyvayut na preimushestvenno kamenistuyu prirodu A.

Proishozhdenie A. G. Ol'bers vskore posle otkrytiya im Pallady vyskazal gipotezu ob obrazovanii A. v rezul'tate raspada sushestvovavshei ranee planety. Gipoteza poluchila priznanie i gospodstvovala v techenie bolee polutopa stoletii. Soglasno modificirovannomu variantu gipotezy, predlozhennomu v 1972 g. M. Ovendenom (Kanada), planeta s massoi 90 mass Zemli raspalas' ili vzorvalis' 16 mln. let nazad i porodila poyas A. Gipoteza byla podvergnuta kritike, t. k. vnutr. istochniki energii planety ne mogut obespechit' energii, neobhodimoi dlya raspada stol' massivnogo tela. Raspad mog by proizoiti pri tesnom sblizhenii planety s Yupiterom (esli by ona popali vnutr' polosti Rosha), no togda byla by narushena sistema Galileevyh sputnikov Yupitera, dlya vosstanovleniya rezonansnyh dvizhenii v k-roi neobhodimo >2 mlrd. let. O. Yu. Shmidt dal ob'yasnenie obrazovaniya A. na osnove ego teorii obrazovaniya planet iz tverdyh chastic i tel putem ih ob'edineniya (1954g.). Process formirovaniya planety v poyase A. byl priostanovlen na stadii bolee melkih tel iz-za gravitac. vozmushenii so storony massivnogo Yupitera, uvelichivshih otnositel'nye skorosti tel v zone A. V rezul'tate ob'edinenie tel pri stolknoveniyah smenilos' ih drobleniem. Dal'neishee issledovanie processa akkumulyacii planet pozvolilo konkretizirovat' i utochnit' etu ideyu. V zone obrazovaniya Yupitera, gde temp-pa byla nizhe, kondensirovalis' obil'nye letuchie veshestva N₂O, SH₄, NH₃, ostavavshiesya gazoobraznymi v zone A. Poverhnostnaya plotnost' tverdogo veshestva v zone Yupitera byla vyshe, i tela tam rosli bystree, chem v zone A. Otnositel'nye skorosti tel rosli proporcional'no ih lineinym razmeram, i pri masse zarodysha Yupitera ~10²⁷ g tela ego zony stali "prostrelivat'" zonu A. Stalkivayas' s A., oni prisoedinyali ih k sebe i udalili t. o. iz zony A. podavlyayushee bol'shinstvo tel. Tesnye sblizheniya naibolee krupnyh tel zony Yupitera (~10²⁶ g) s ostavshimisya A. uvelichili razbros ih skorostei do nablyudaemogo znacheniya >5km/s. V dal'neishem blagodarya vozmusheniyam, vyzvannym Yupiterom, okazalis' vybroshennymi vse A. iz bolee blizkoi k Yupiteru vnesh. chasti poyasa A. (t. e. A. s bol'shimi poluosyami a. o.) i obrazovalis' "lyuki Kirkvuda" pri rezonansnyh znacheniyah a. Dannye o stroenii poyasa A. i o vrashenii A. svidetel'stvuyut o tom, chto A. predstavlyayut soboi sistemu tel, evolyucioniruyushuyu blagodarya vzaimnym stolknoveniyam (isklyuchenie sostavlyayut nesk. naibolee krupnyh A.). Prodolzhayusheesya droblenie A. pri stolknoveniyah i evolyuciya ih orbit popolnyayut zapas tel na opbitah, skreshivayushihsya s orbitami Zemli i Marsa (gruppy Apollona i Amura), k-rye yavl. osn. istochnikom padayushih na Zemlyu meteoritov. S dr. storony, monotonnoe izmenenie sostava A. s rasstoyaniem ot Solnca, prodolzhayushee analogichnoe izmenenie sostava planet zemnoi gruppy, svidetel'stvuet ob otsutstvii polnoi peremeshannosti tel v poyase A. i sluzhit odnim iz naibolee ser'eznyh argumentov protiv gipotez obrazovaniya A. v rezul'tate raspada odnoi planety ili dvuh stolknuvshihsya tel.

Lit.:
Shmidt O. Yu., O proishozhdenii asteroidov, "DAN SSSR", 1954, t. 96, 3, s. 449; Malye planety, M., 1973
Chebotarev G. A., Shor V. A., Struktura poyasa asteroidov, "Tr. In-ta teoreticheskoi astronomii", L., 1976, t. 15, s. 60
Safronov V. S., Evolyuciya doplanetnogo oblaka i obrazovanie Zemli i planet, M., 1969
Simonenko A. N., Meteority - oskolki asteroidov, M., 1979
Demin V. G., Zhuravlev S. G., Asteroidy: proishozhdenie, statistika i evolyuciya, M., 1979 (Itogi nauki i tehniki. Seriya Astronomiya, t. 15)

(V.S. Safronov)