Что такое астероиды. Что такое астероид Образование астероидов

По массе астероиды значительно легче, нежели планеты Солнечной системы, но при этом у них могут быть спутники. Собственной атмосферы у астероидов нет, так как они не могут удержать ее своим слабым гравитационным полем. Форма у астероида неправильная.

Само слово «астероид» происходит от соединения греческих слов, означающих «подобный звезде», «звезда» и «вид, наружность». А понятие «астероид» ввел английский астроном Уильям Гершель на основании того, что при наблюдении в телескоп эти небесные тела выглядели как точки звезд, в отличие от планет, которые были похожи на диски.

До недавнего времени астероиды считали «малыми планетами», уточняя, что их диаметр менее 1500 км. Однако на XXVI Ассамблее Международного астрономического союза в 2006 году было дано обновленное определение понятию «планета» и с тех пор большинство астероидов причислено к небесным телам и более не считается планетами.

Считается, что первый астероид Цецера был открыт случайно итальянским астрономом Джузеппе Пиацци 1 января 1801 года, хотя орбита этого астероида была просчитана еще до этого группой астрономов под руководством немецкого астронома Франца Ксавера .

Метод визуального наблюдения, который использовали для поиска астероидов в начале, сменился методом астрофотографии. В 1891 году немецкий астроном Максимилиан Вольф впервые использовал новый метод, суть которого состояла в фотографировании небесных тел с длинным периодом экспонирования. На фотографиях астероиды оставляли короткие светлые линии. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов.

К настоящему времени уже обнаружено и пронумеровано несколько тысяч небесных тел этого вида.

Имена вновь открытым астероидам разрешено давать любые, в том числе - в честь их открывателей, но только после того, как их орбита будет достаточно надежно вычислена. До тех пор астероиду присваивается порядковый номер.

В чем разница между астероидом и метеорным телом?

Метеорное тело (или метеороид) - это твердое космическое тело, которое движется в межпланетном пространстве. Главный параметр, по которому их можно различать с астероидами - это размер. Астероидами, как уже было сказано, считаются тела с диаметром более 30 м, метеороиды же - тела гораздо меньшего размера. Кроме того, их нельзя сравнивать как космические объекты в том плане, что законы, согласно которым астероид и метеороид движутся в космическом пространстве, различны.

Опасен ли астероид 2012DA14?

Ученые считают, что нет.

Астероид под номером 2012DA14,открытый испанскими астрономами в прошлом году, подойдет к Земле на 17 тысяч км. Для сравнения, высота, на которой находятся искусственные спутники Земли, передающие телевизионные сигналы, составляет более 35 тысяч км.

Размер астероида невелик: диаметр - около 45 метров, масса - 130 тысяч тонн. Если бы он столкнулся с Землей, от взрыва выделилась бы энергия, сопоставимая с взрывом 2,4 мегатонн тротила.

Однако ученые успокаивают: никакой опасности столкновения с Землей эта «встреча» не несет. Зато за «прохождением» небесного тела возле Земли можно будет даже понаблюдать. Видно его будет жителям Австралии и Азии с помощью биноклей, а если атмосфера будет достаточно чиста - то и невооруженным взглядом. В Москве за полетом астероида можно будет понаблюдать, воспользовавшись сильным биноклем или небольшим телескопом, вдали от городского света. В принципе, как говорят исследователи, увидеть небесное явление можно будет на всей территории России, кроме самых восточных регионов, где к моменту максимального сближения астероида с Землей уже будет рассвет.

Астероид максимально приблизится к Земле в 23.25 мск.

Желающие смогут наблюдать полет астероида через интернет-трансляцию на сайте NASA.

Существует ли опасность глобальной катастрофы от столкновения с астероидом?

Астероиды представляют собой небесные тела, которые были образованы за счет взаимного притяжения плотного газа и пыли, вращающихся по орбите вокруг нашего Солнца на раннем этапе его формирования. Некоторые из таких объектов, вроде астероида , достигли достаточной массы, чтобы сформировать расплавленное ядро. В момент достижения Юпитера своей массы, большая часть планетозималей (будущих протопланет) была расколота и выброшена с изначального пояса астероидов между Марсом и . В эту эпоху сформировалась часть астероидов за счет столкновения массивных тел в пределах воздействия гравитационного поля Юпитера.

Классификация по орбитам

Астероиды классифицируются по таким признакам как видимый отражения солнечного света и характеристики орбит.

Согласно характеристикам орбит астероиды объединяют в группы, среди которых могут выделять семейства. Группой астероидов считается некоторое число таких тел, характеристики орбит которых схожи, то бишь: полуось, эксцентриситет и орбитальный наклон. Семейством астероидов следует считать группу астероидов, которые не просто движутся по близким орбитам, но вероятно являются фрагментами одного большого тела, и образованы в результате его раскола.

Наиболее крупные из известных семей могут насчитывать несколько сотен астероидов, наиболее компактные же – в пределах десяти. Примерно 34% тел астероидов являются членами семей астероидов.

В результате образования большинства групп астероидов Солнечной системы, их родительское тело было уничтожено, однако встречаются и такие группы, родительское тело которых уцелело (например ).

Классификация по спектру

Спектральная классификация основывается на спектре электромагнитного излучения, который является результатом отражения астероидом солнечного света. Регистрация и обработка данного спектра дает возможность изучить состав небесного тела и определить астероид в один из следующих классов:

• Группа углеродных астероидов или C-группа. Представители данной группы состоят по большей части из углерода, а также из элементов, которые входили в состав протопланетного диска нашей Солнечной системы на первых этапах ее формирования. Водород и гелий, а также другие летучие элементы практически отсутствуют в углеродных астероидах, однако возможно наличие различных полезных ископаемых. Другой отличительной чертой подобных тел является низкое альбедо – отражающая способность, что требует использования более мощных инструментов наблюдения, нежели при исследовании астероидов других групп. Более 75% астероидов Солнечной системы являются представителями C-группы. Наиболее известными телами данной группы есть Гигея, Паллада, и некогда — Церера.
• Группа кремниевых астероидов или S-группа. Астероиды такого типа состоят в основном из железа, магния и некоторых других каменистых минералов. По этой причине кремниевые астероиды также называются каменными. Такие тела имеет достаточно высокий показатель альбедо, что позволяет наблюдать за некоторыми из них (например Ирида) просто при помощи бинокля. Число кремниевых астероидов в Солнечной системе составляет 17% от общего количества, и они наиболее распространены на расстоянии до 3-х астрономических единиц от Солнца. Крупнейшие представители S-группы: Юнона, Амфитрита и Геркулина.

Основная масса открытых учеными астероидов (около 98%) располагается между планетарными орбитами Юпитера и Марса. Их удаление от светила колеблется в границах 2,06-4,30 а. е., для периодов обращения колебания имеют следующий размах - 2,9-8,92 года. В группе малых планет, есть такие, которые имеют уникальные орбиты. Эти астероиды получают, как правило, мужские имена. Самыми популярными являются имена героев греческой мифологии - Эрос, Икар, Адонис, Гермес. Эти малые планеты движутся вне пределов астероидного пояса. Удаленность их от Земли колеблется, астероиды могут подходить к ней на 6 - 23 млн. км. Уникальное приближение к Земле произошло в 1937 г. Малая планета Гермес приблизилась к ней на 580 тыс. км. Это расстояние в 1,5 раза превышает удаление Луны от Земли.

Наиболее ярким из известных астероидов считается Веста (около 6m). Большая масса малых планет имеет интенсивный блеск, в период противостояния (7m - 16m).

Расчет поперечников астероидов осуществляется по блеску, способности к отражению видимых и инфракрасных лучей.
Из 3,5 тыс. перечня только 14 астероидов имеют поперечный размер, превышающий 250 км. Остальные намного скромнее, есть даже астероиды с поперечником равным 0,7 км. Самые крупные известные астероиды – Церера, Паллада, Веста и Гигия (от 1000 до 450 км). Маленькие астероиды не имеют сфероидную форму, они более схожи с бесформенными глыбами.

Также колеблются и массы астероидов. Самая большая масса определена для Цереры, она в 4000 раз меньше размеров планеты Земля. Масса всех астероидов также меньше массы нашей планеты и составляет одну тысячную от нее.
Все малые планеты не имеют атмосферы. Некоторые из них имеют осевое вращение, что устанавливается регулярно регистрируемому изменению блеска. Так, Паллад имеет период вращения в 7,9 часа, а Икар обращается всего лишь за 2 часа и 16 минут.

По отражающей способности астероидов они были объединены в 3 группы – металлические, светлые и темные. К последней группе относятся астероиды, поверхность которых способна отражать не более 5% падающего света Солнца. Их поверхность образуют породы похожие на углистые и черные базальтовые. Именно поэтому, темные астероиды получили название углистых.

Наиболее высока отражающая способность светлых астероидов (10-25%). Эти небесные тела имеют поверхность похожую на кремниевые соединения. Они получили название каменных астероидов. Реже всего встречаются металлические астероиды. Они подобны светлым, поверхность этих тел более напоминает сплавы из железа и никеля.

Правильность такой классификации находит свое подтверждение в химическом составе падающих на поверхность Земли метеоритов. Выделяется незначительная группа астероидов, не подлежащая классифицированию по данному признаку. Процентное соотношение 3 приведенных групп астероидов следующее: темные (тип С) – 75%, светлые (тип S) – 15% и 10% металлические (тип М).

Минимальные показатели отражающей способности астероидов составляют 3-4%, а максимальные достигают 40% от общего количества падающего света. Наиболее быстро вращаются астероиды маленького размера, они очень разнообразны по форме. Предположительно они состоят из вещества, образовавшего Солнечную систему. Подтверждением этого предположения служит изменение доминирующего типа астероидов относящихся к астероидному поясу при удалении от Солнца.
В своем движении астероиды неизбежно сталкиваются друг с другом, разлетаясь при этом на мелкие части.

Давление внутри астероидов не велико, поэтому не наблюдается их разогрева. Их поверхность может незначительно нагреваться под действием солнечных лучей, однако это тепло не задерживается и уходит в космос. Расчетные показатели температуры поверхности астероидов колеблются от -120 °С до -100 °С. Существенное повышение температуры, например, до +730 °С (Икар), может регистрироваться только в моменты приближения к Солнцу. После удаления астероида от него происходит резкое охлаждение.

Размеры и массы. Размеры планет опреде­ляют, измеряя угол, под которым виден с Земли их диа­метр. К астероидам этот метод неприменим: они так малы, что даже в телескопы кажутся точками как звезды (отсюда и название «астероиды», т. е. «звездоподоб­ные»).

Только у первых четырех астероидов удается разли­чить их диск. Угловой диаметр Цереры оказался самым большим: он достигает 1» (у Паллады, Юноны и Весты он в несколько раз меньше). Угловые размеры этих астероидов были весьма точно измерены еще в 1890 г. Э. Барнардом на Ликской и Йеркской обсерваториях. Определив в момент наблюдений расстояние до Цереры, Паллады, Юноны и Весты и произведя необходимые вычисления, Барнард получил, что их диаметры состав­ляют соответственно 770, 490, 190 и 380 км (как видно, они все могли бы уместиться на площади, занимаемой Аляской!).

Как же определить размеры многих других, более мелких астероидов?

До самого последнего времени они оценивались на основании блеска астероидов, причем звездная величи­на астероида сопоставлялась со звездными величинами Цереры, Паллады, Юноны и Весты (размеры которых уже были известны). Однако блеск астероидов меняет­ся: во-первых, с изменением расстояния астероида от Солнца (из-за изменения количества солнечного света, падающего на астероид); во-вторых, с изменением рас­стояния от Земли (из-за изменения количества достига­ющего Земли света, отраженного от астероида); в-третьих, с изменением фазового угла, так как с рос­том этого угла становится видна с Земли все меньшая доля освещенной поверхности астероида. Поэтому для определения угловых размеров сравнивают между со­бой не видимые звездные величины астероидов, а вели­чины, которые имели бы данные астероиды, если бы их «поместить» на определенные (единичные) расстояния от Солнца и Земли и если их «расположить» так, чтобы их фазовый угол равнялся нулю.

До МакДоналдского обозрения эти приведенные звездные величины (называемые также абсолютными) разные наблюдатели выражали в своих, не сравнимых между собой, фотометрических системах, что давало сильный разброс в оценках размеров астероидов. В МакДоналдском обозрении для всех нумерованных астероидов были установлены абсолютные звездные ве­личины, выраженные уже в единой Международной фотографической системе (та же система использована в Паломар-Лейденском обозрении).

Правда, осталась другая, казалось бы, неустранимая трудность данного метода: определения размеров при­ходится делать при некоторых предположениях об отра­жательной способности астероидов - их альбедо. Обыч­но предполагают, что альбедо астероида такое же, как среднее альбедо четырех крупнейших астероидов. А между тем понятно, что в одних и тех же условиях наблюдений маленький астероид, сложенный светлым, хорошо отражающим веществом, может оказаться ярче большого, но более темного астероида. Тем не менее при оценках размеров многих астероидов и сейчас ис­пользуют именно среднее альбедо.

Итак, если нам известна абсолютная звездная вели­чина астероида m a 6 c , то предполагая, что альбедо всех астероидов одинаково, можно легко определить радиус (в километрах) астероида R по очень простой формуле: lgR =3,245-0,2m a 6 c .

Далее, на основании вычисленного уже радиуса можно оценить массу астероида М, если известна плот­ность астероидного вещества. Обычно считают, что она равна средней плотности вещества астероидных оскол­ков - метеоритов, падающих время от времени на нашу Землю. Эта плотность g, измеренная в земных лабора­ториях, составляет 3,5 г/см 3 (хотя встречаются образцы довольно легкие, с плотностью около 2 г/см 3 , а также и очень тяжелые, состоящие из никелистого железа с плотностью 7,8 г/см 3).

В некоторых случаях размеры астероидов удалось определить «нестандартным» способом, например при покрытии ими звезд (природа такого явления та же, что и при покрытии звезд Луной). Одно из таких покрытий произошло вечером 23 января 1975 г. и наблюдалось в США. Астероид Эрос, как было предсказано Б. Марс­деном, должен был покрыть звезду x Лебедя. Полоса покрытия шириной около 25 км должна была пройти через города Олбани, Хартферт, Коннектикут, и вблизи восточной окраины Лонг-Айленда. Было организовано 17 пунктов наблюдений, где расположились на расстоя­нии 6-8 км вдоль полосы покрытия учащиеся окрест­ных колледжей и студенты астрономических факультетов.

Во время покрытия Эрос (около 9 m ) с угловой ско­ростью 0,2-0,3° в час приблизился к звезде % Лебедя, которая была значительно ярче астероида (около 4 m ). Внезапно свет звезды исчез (на пути ее лучей, идущих к нам, появился непрозрачный заслон - астероид), а через несколько секунд звезда вновь появилась (рис. 3).

По продолжительности покрытия Марсден опреде­лил, что видимый поперечник Эроса составляет около 24 км.

Как же еще (кроме оценки по абсолютной звездной величине) можно определить массы астероидов? Прин­ципиально возможно, хотя и очень трудно, вычислить массу астероидов на основании их взаимных возмуще­ний (при сближениях), которые испытывают астероиды. Такой метод определения масс был разработан И. Шубартом из Астрономического института в Гейдельберге. Он применил его для определения масс крупнейших астероидов и получил, что масса Цереры составляет (5,9±0,3) 10 -11 М c (где М c - масса Солнца), масса Паллады - (1,14±0,22) 10 -11 М с. Аналогичным мето­дом другие астрономы получили, что масса Весты со­ставляет (1,20±0,12) 10 -11 М с. Таким образом, масса даже крупнейшего астероида - Цереры - в 5000 раз меньше массы Земли и в 600 раз меньше массы Луны.

После того как пояс астероидов стал «досягаем» для космических летательных аппаратов, мы получили воз­можность определять массы очень мелких астероидов.

Телескопическая аппаратура, установленная на кос­мических ракетах, позволила определить звездные ве­личины (и размеры) астероидных осколков с поперечниками в несколько сантиметров и дециметров (кото­рые недоступны наблюдениям с Земли).

Таким образом, в настоящее время имеются сведе­ния об астероидах «всех рангов» - от крупных тел с массами в миллиарды миллиардов тонн до совсем мел­ких, которые могли бы уместиться на ладони. В поясе астероидов движутся и целые «тучи» пыли, свойства которой исследуются по косвенным признакам. Все это позволяет составить довольно полное представление о поясе астероидов.

Еще в 50-х годах советский астроном И. И. Путилин произвел подсчеты общего числа нумерованных (т. е. с хорошо известными орбитами) астероидов. Результат получился удивительным. Оказалось, что все астероиды, собранные вместе, уместились бы в кубике со стороной всего около 500 км! Чуть ли не половину объема заня­ли бы Церера с Вестой и Палладой. Еще 25% приш­лось бы на долю Юноны с астероидами до 100-го вклю­чительно. Открытия следующих астероидов (все более мелких) приводили лишь к очень медленному возраста­нию этого «объема» астероидного вещества, а после 1000-го по счету астероида рост их общего «объема» почти совсем прекратился (рис. 4). Неоткрытые асте­роиды, вероятно, так малы, что, несмотря на их огром­ное число, не смогут увеличить сколько-нибудь значи­тельно этот «объем», а мелких частиц и пылинок, со­гласно оценкам, едва ли хватит, чтобы засыпать пусто­ты между астероидами, лежащими рядом в 500-кило­метровом кубе.

Можно принять, что общий объем астероидно­го вещества в межпла­нетном пространстве со­ставляет приблизительно около 10 23 см. Но асте­роиды распределены по огромному объему меж­планетного пространства, так что на одно тело при­ходится много кубических километров простран­ства. Поэтому вероят­ность столкновения кос­мического аппарата, пролетающего сквозь пояс астероидов (например, на пути к Юпитеру), с каким-нибудь даже крошечным астерои­дом ничтожно мала.

Если принять за среднюю плотность астероидного вещества величину 3,5 г/см 3 (см. выше), тогда получим, что общая масса всех астероидов составляет около 3,5 10 23 г - число, огромное по нашим земным пред­ставлениям, но ничтожно малое по астрономическим масштабам. (Чтобы «слепить» все астероиды - извест­ные и неизвестные - потребовалось бы с поверхности Земли содрать слой «всего» в 500 м толщиной!)

Недавно И. Шубарт определил массу астероидного вещества по тем суммарным возмущениям, которые испытывают крупнейшие астероиды, двигаясь в окру­жении своих многочисленных собратьев. Он получил значение 3 10 23 г, что находится в прекрасном согласии с полученной ранее оценкой.

Проводились также попытки определить воздействие гравитационного поля пояса астероидов на движение Марса. Однако Марс оказался слишком массивным для астероидов, и это воздействие не удалось выявить, что тоже подтверждает ничтожность общей массы астерои­дов. Предполагают, правда, что у самой орбиты Юпите­ра движутся неизвестные пока нам массивные тела. Но маловероятно, чтобы их было там слишком много, и вряд ли они смогут значительно увеличить оценку об­щей массы астероидного вещества.

К чему приводят малые размеры. По закону всемир­ного тяготения каждый астероид притягивает другие тела. Но как же слабо это притяжение! На астероиде довольно больших размеров (поперечником в 200 км) сила тяжести на поверхности в 100 раз меньше, чем на Земле, так что человек, оказавшись на нем, весил бы меньше 1 кг и едва ли почувствовал бы свой вес. Прыг­нув на астероиде с высоты 10-этажного дома, он бы чуть ли не четверть минуты опускался на поверхность, достигнув скорости лишь около 1,5 м/с в момент «при­земления». Вообще говоря, пребывание на астероидах мало чем отличается от пребывания в условиях полной невесомости.

Первая космическая скорость на них совсем неболь­шая: на Церере - около 500 м/с, а на астероиде кило­метровых размеров - всего около 1 м/с. Вторая косми­ческая скорость в 1,4 раза больше, так что, двигаясь со скоростью автомобиля (около 100 км/ч), можно было бы улететь навсегда с астероида поперечником даже в 5 км. Можно ли после этого удивляться тому, что на астероидах нет атмосферы? Если даже из недр астерои­дов и выделялись какие-то газы, силы тяготения не могли удержать их молекулы, и они должны были на­всегда рассеяться в межпланетном пространстве.

В 1973 г. отсутствие атмосфер на астероидах было подтверждено результатами измерений спектров асте­роидов в инфракрасном диапазоне. Спектры, получен­ные американским астрофизиком О. Гансеном для не­скольких крупных астероидов в области длин волн око­ло 12 мкм, свидетельствовали лишь о том, что астерои­ды слегка теплые.

Однако в спектре инфракрасного излучения Цереры была одна особенность: как раз около длины волны 12 мкм в пределах узкой полосы уверенно отмечался «подскок» излучения почти в два раза. Такие спектраль­ные «полосы» излучения характерны для газов, и по­этому они наблюдаются у тех планет и их спутников, которые окружены атмосферой. Но ведь Церера слиш­ком мала и не может удержать атмосферу!

Чтобы объяснить этот парадокс, Гансен выдвинул заманчивую гипотезу: на Церере происходит непрерыв­ное испарение летучих веществ, которые должны вхо­дить (!) в состав вещества ее поверхности. Следует сказать, что среди разных оценок массы и диаметра Цереры можно подобрать такую пару значений этих величин, которая приведет к низкой оценке средней плотности ее вещества (около 1 г/см 3), согласующейся с предположением, что Церера в значительной степени состоит из льда. Однако это предположение даже само­му Гансену показалось столь невероятным, что он про­сто засомневался в своих расчетах, считая необходи­мым получить новые, более точные оценки массы и объема Цереры, прежде чем сделать окончательный вывод. Кроме того, предположению Гансена противоре­чили результаты поляриметрических наблюдений Цере­ры, согласно которым этот астероид, хотя и является очень темным объектом, не может иметь слишком рых­лых структур на поверхности, которые должны были бы образоваться при испарении льдов. Таким образом, инфракрасные спектральные полосы Цереры пока оста­ются загадкой.

Вследствие своих малых размеров астероиды имеют очень угловатую форму. Ничтожная сила тяжести на астероидах не в состоянии придать им форму шара, ко­торая свойственна планетам и их большим спутникам. В последнем случае огромная сила тяжести сминает от­дельные глыбы, утрамбовывая их. На Земле высокие горы у своей подошвы как бы расползаются. Прочность камня оказывается недостаточной, чтобы выдержать на­грузки во многие тонны на 1 см 2 , и камень у подножья горы, не дробясь, не раскалываясь, сжатый со всех сто­рон, словно «течет», только очень медленно.

На астероидах поперечником до 200-300 км из-за малого «веса» камня явление подобной «текучести» вовсе отсутствует, а на самых крупных астероидах оно происходит слишком медленно, да и то лишь в их нед­рах. На поверхности астероидов остаются без каких-либо изменений огромные горы и впадины, гораздо большие по своим размерам, чем на Земле и других планетах (средние отклонения в ту и другую сторону от уровня поверхности составляют около 10 км и бо­лее), что проявляется в результатах радиолокационных наблюдений астероидов (рис. 5).

Неправильная форма астероидов подтверждается также тем, что их блеск необычайно быстро падает с ростом угла фазы (см. сноску на стр. 11). Подобные изменения блеска Луны хорошо нам знакомы: она бы­вает очень яркой в полнолуние, затем светит все слабее, пока в новолуние не исчезает совсем. Но у Луны эти изменения происходят значительно медленнее, чем у астероидов, и поэтому вполне объясняются лишь с по­мощью уменьшения видимой с Земли доли освещенной Солнцем поверхности (тени от лунных гор и впадин оказывают слабое влияние на общую яркость Луны). Иначе обстоит дело с астероидами. Одним лишь изме­нением освещенной Солнцем поверхности астероида столь быстрые изменения их блеска объяснить нельзя. И основная причина (особенно для малых астероидов) такого характера изменения блеска заключается в не­правильной форме астероидов, из-за которой одни уча­стки освещенной их поверхности экранируются от сол­нечных лучей другими.

Неправильную форму у астероидов наблюдали и не­посредственно в телескоп. Впервые это произошло в 1931 г., когда маленький астероид Эрос, двигающийся по очень экзотической орбите, о которой далее мы еще расскажем, подошел к Земле на необычайно малое рас­стояние (всего в 28 млн. км). Тогда в телескоп увидели, что этот астероид похож на «гантель» или неразрешен­ную двойную звезду с угловым расстоянием между ком­понентами около 0,18″; было видно даже, что «гантель» вращается!

В январе 1975 г. Эрос подошел к Земле еще бли­же - на расстояние 26 млн. км. Его наблюдали на большом отрезке орбиты, и это позволило увидеть Эрос буквально с разных сторон. Тщательный анализ резуль­татов многочисленных наблюдений Эроса, проведенных на разных обсерваториях всего мира, привел к очень интересному открытию.

Эрос во время наблюдений сильно менял свой блеск - на 1,5 m (т. е. почти в четыре раза) с периодом в 2 ч с небольшим (рис. 6). Предположили, что эти из­менения блеска обусловлены изменением видимого с Земли сечения вращающегося вокруг своей оси «гантелеобразного» Эроса и что именно в 4 раза отличаются его максимальное и минимальное сечения. В этом слу­чае минимум блеска астероида должен был бы наблюдаться в тот момент, когда Эрос обращен к нам своим острым концом. Однако все оказалось гораздо сложнее. Во-первых, вопреки ожиданиям, последовательные максимумы и минимумы блеска имели разную форму и разную амплитуду. Анализ результатов наблюдений, проведенный с применением лабораторного моделирова­ния формы Эроса, показал, что большое влияние на блеск Эроса должна оказывать игра света и тени на неровной поверхности астероида. В результате минимум блеска Эроса наблюдался как раз тогда, когда астероид был обращен к нам почти максимальным своим сече­нием! Причем период обращения Эроса оказался рав­ным двум периодам колебания блеска - 5 ч 16 мин. Как выяснилось, этот астероид представляет собой удлиненное тело с соотношением длины к толщине при­близительно 1:2,5. Он. вращается вокруг короткой оси против часовой стрелки, причем так, что ось почти лежит в плоскости его орбиты (Эрос путешествует по Солнечной системе как бы лежа на «боку»).

Колебания блеска, вызванные той же причиной (вра­щением вокруг собственных осей тел неправильной фор­мы), наблюдались у многих астероидов. И что самое интересное, все они вращаются в одну сторону - про­тив часовой стрелки. Установить это удалось лишь в последние годы с помощью чувствительной электронно-оптической техники наблюдений.

Земля и астероиды движутся в пространстве на раз­ных орбитах вокруг Солнца и с разной скоростью. И хотя движение их по орбите происходит в одном на­правлении, нам с Земли кажется, что астероиды пере­мещаются на небе среди звезд то вперед (справа на­лево, когда они обгоняют Землю), то назад (слева на­право, когда Земля обгоняет их). Этот различный ха­рактер движения астероидов тоже влияет на изменение их блеска: когда астероиды движутся по небу слева направо (Земля обгоняет их), период изменения блеска оказывается немного короче.

Интересно, что период изменений блеска астероидов довольно короток и почти одинаков - с интервалом зна­чений от 2-3 до 10-15 ч. Что же заставило их так быстро вращаться? В свое время была выдвинута гипо­теза о том, что не очень большие астероиды неправиль­ной формы могут приобрести вращение под действием потоков «солнечного ветра» (частиц, выбрасываемых Солнцем), «дующего» уже в течение миллиардов лет. Как ни слаб этот «ветер», а все же он должен пере­давать астероидам какой-то импульс количества движе­ния, который вследствие неправильной формы астерои­да неравномерно распределяется по астероиду с раз­ных сторон от его центра тяжести. В результате появ­ляется неравная нулю сила, равнодействующая тех сил давления, которые оказывает «солнечный ветер» на каждый 1 см 2 поверхности астероида, и астероид начи­нает вращаться (сначала очень медленно, а- потом все быстрее).

Расчеты показывают, что некоторые астероиды (очень неправильной формы) могут раскрутиться «сол­нечным ветром» так сильно, что могут даже быть разор­ваны центробежными силами вращения. Однако для более крупных астероидов это объяснение не подходит, и приходится предположить, что они приобрели враще­ние еще в период своего образования.

Но может быть, колебания блеска обусловлены не неправильной формой, а «пятнистостью» астероидов (если разные участки поверхности астероидов сло­жены разным веществом)? Конечно, «пятнистость» асте­роидов возможна, и на их поверхностях могут, вероятно, существовать светлые и более темные участки (разного вещества). Однако одного лишь предположения о «пят­нистости» мало, и, как было показано, с помощью толь­ко «пятнистости» характер вращения астероидов объяс­нить не удается.

Даже у одного из крупнейших астероидов - Весты, изменения блеска связаны не с «пятнистостью», а с ее неправильной формой. В 1971 г. наблюдения Весты с помощью электронно-оптических преобразователей по­казали, что последующие максимумы и минимумы бле­ска этого астероида слегка отличаются по величине, и вращение Весты происходит с периодом-, вдвое боль­шим, чем предполагали ранее - 10 ч 41 мин. Американ­ский астрофизик Р. Тейлор, изучив особенности кривых блеска этого астероида, предложил следующую модель: Веста представляет собой трехосный сфероид, один из диаметров которого на 15% длиннее двух других. Как раз у его южного полюса, вдоль длинной стороны, тя­нется уплощенная область, которая простирается не дальше 45-го градуса широты и которую не видно со стороны северного полушария Весты. Эта область, по­лагает Тейлор, может быть огромным кратером удар­ного происхождения (диаметром чуть ли не в 400 км!).

Из чего состоят астероиды? Давно было замечено, что свет астероидов имеет желтоватый оттенок, анало­гично свету Луны и Меркурия.

Поскольку астероиды светят отраженным солнечным светом, их цвет, в частности, обусловлен отражатель­ными свойствами самой поверхности астероидов. По­этому и возникла идея определить, какими веществами она сложена, сравнивая цвет астероидов с цветом зем­ных предметов и метеоритов. Одно из первых таких ис­следований в нашей стране провел в 30-х годах совет­ский исследователь метеоритов Е. Л. Кринов. Он полу­чил, что многие метеориты имеют цвет, сходный с цве­том тех или иных астероидов. Большой прогресс в изу­чении свойств астероидов был достигнут в конце 60-х годов, когда группа американских ученых занялась поляриметрическими исследованиями. Сравнивая поля­ризацию света, отраженного от различных земных веществ, лунного грунта и метеоритов, они получили, что между отражательной способностью (альбедо) материа­лов и характером поляризации света, отраженного от этих материалов, существует определенная зависимость.

Частично поляризованным оказался и свет, идущий к нам от астероидов. Анализ его позволил ученым сде­лать важные выводы о характере астероидной поверх­ности (рис. 7).

Большой ряд поляриметрических наблюдений асте­роидов был организован в США Т. Герельсом. Оказа­лось, что по характеру поверхности астероиды распада­ются на несколько групп (рис. 8). Наиболее многочис­ленной группой с очень сходными между собой свой­ствами оказались астероиды, поляризация света кото­рых сходна с поляризацией света, отраженного от зем­ных каменистых веществ светлой окраски, состоящих в основном из различных силикатов. В эту группу асте­роидов попала Юнона.

Другая группа оказалась состоящей из астероидов с темной, плохо отражающей свет поверхностью. Их ве­щество похоже на темные базальтические стекла или брекчии (обломочные породы) образцов лунного грун­та, а также на темную разновидность метеоритов и на вещество поверхности спутника Марса - Фобоса. Среди этих темных астероидов оказалась Церера.

Астероидов с промежуточными характеристиками поверхности мало. Так же мало и астероидов с экстре­мальными характеристиками (например, более темных и более светлых).

Поляриметрический метод позволил определить точ­ные размеры астероидов, так как учитывал их истинную (а не среднюю) отражательную способность (аль­бедо). Прежде всего были уточнены размеры первых четырех астероидов. Оказалось, что диаметр Цереры слегка превышает 1000 км, диаметр Паллады - около 600 км, Юноны - 240 км, Весты - 525 км. Когда про­извели пересчеты размеров и других исследованных по­ляриметрическим методом астероидов, то оказалось, что на право называться крупнейшими могут претендовать не только эти, а еще по крайней мере шесть астероидов, оказавшихся даже крупнее Юноны. Все они имеют низ­кую отражательную способность и, несмотря на боль­шие размеры, дают мало света. Поэтому когда попереч­ники астероидов оценивали по их видимому блеску, размеры этих шести получились сильно занижены. В действительности, поперечник Гигеи (10-й асте­роид) - 400, Интерамнии (704-й) - 340, Давиды (511-й) - 290, Психеи (16-й) - 250 км, а Бамберги (324-й) и Фортуны (19-й) - 240 км (такой же, как и Юноны).

Фортуна - самый темный объект Солнечной систе­мы. По количеству отражаемого света с Фортуной мо­жет соперничать даже раздробленный черный уголь.

Самыми светлыми объектами как среди астероидов, так и среди вообще всех тел Солнечной системы оказа­лись Ангелина (64-й астероид), отражающая почти по­ловину света, и Лиза (44-й), немного уступающая Ангелине. Чуть темнее Веста, отражательная способность которой приблизительно в 1,5-2 раза хуже, чем у Ан­гелины. Из-за большой отражательной способности Веста, находясь на одинаковом расстоянии с Церерой, кажется на 20% ярче ее (при одинаковых условиях освещенности и наблюдений), а Палладу превосходит по блеску в два раза.

Поляриметрические результаты определения истин­ных альбедо, а следовательно, и более верных размеров астероидов, подтверждаются и другим методом, который возник тоже в самые последние годы. Речь идет о ра­диометрическом методе, который был разработан и впервые применен к астероидам американскими учены­ми Д. Алленом и Д. Матсоном в 1970 г. Он основан на измерении теплового (инфракрасного) излучения асте­роида (обычно в диапазоне длин волн 10-20 мкм). Большие темные астероиды и маленькие светлые из-за разной отражательной способности могут иметь одина­ковую звездную величину в видимой области света. Что же касается их яркости в инфракрасном диапазоне, то она у крупных тел больше (из-за больших размеров излучающей поверхности и из-за более высокой темпе­ратуры темных тел, лучше поглощающих солнечное из­лучение). Отношение величин яркости астероида в ви­димом и инфракрасном диапазонах как раз и характе­ризует его отражательную способность (а также и его размеры).

Поляриметрические наблюдения показали также, что поляризация света астероидов значительно больше, чем та, которая могла возникнуть при однократном отраже­нии света от их поверхности. С помощью экспериментов, проведенных в лабораториях на Земле, было выяв­лено, что такая же степень поляризации света, как и у астероидов, получается при отражении от поверхно­сти, покрытой пылью и обломками камней разной вели­чины.

Как раз в период проведения исследования стало ясно, что такого рода «пыльная» поверхность в усло­виях космического вакуума будет вести себя совсем иначе. Этот вывод был сделан на основании анализа свойств лунного грунта. По пока еще не вполне понят­ным причинам пыль на Луне ведет себя иначе, чем зем­ная: из нее образуются необычайно рыхлые структуры, внутри которых луч света «мечется» как в лабиринте, испытывая многократные отражения, причем степень его поляризации становится очень большой, намного больше, чем степень поляризации света, отраженного от земной пыли или от астероидов.

Дальнейшие исследования показали, что поверхность астероидов должна быть, судя по поляризации, сложе­на из сравнительно крупных камней, покрытых очень тонким слоем пыли. Как мы увидим в дальнейшем, это согласуется с представлениями о характере поверхно­сти астероидов, полученными на основании совсем иных методов исследования.

С 1970 г. в США на­чали проводить спек­тральные наблюдения астероидов, которые охватывали как видимую часть спектра, так и при­легающий к ней инфра­красный диапазон. Были получены и проанализи­рованы спектры излуче­ния десятков астероидов (рис. 9). Результаты, как и при других вышеопи­санных методах, сравни­вались с результатами лабораторных исследо­ваний земных пород, лун­ного и метеоритного ве­щества, а также разных чистых минералов. Особенно большую работу по интерпретации полученных данных провел американский астрофизик К. Чепмен.

В настоящее время по разным особенностям спект­ров, в частности по полосам поглощения, характерным для тех или иных минералов и их смесей, а также по сте­пени поглощения света в пределах этих спектральных полос удалось определить для многих астероидов харак­тер минералов, слагающих вещество их поверхности и, например, процент содержания железа. Оказывается, большинство астероидов состоит из железомагнезиальных силикатов, как и большинство метеоритов (правда, лишь у немногих астероидов состав этих силикатов такой же).

К удивлению исследователей, было обнаружено, что некоторые астероиды отражают свет и поляризуют его точно так же, как металлы. Таковы, например, астерои­ды Психея (16-й астероид), Лютеция (21-й) и Джулия (89-й). О существовании «металлических» астероидов свидетельствуют и железные метеориты, падающие на Землю. Они состоят из «раствора» никеля в железе с небольшими примесями некоторых других веществ. Та­ким был, например, широко известный Сихотэ-Алинский метеорит, упавший 12 февраля 1947 г. в уссурийской тайге Приморского края. Металлическая глыба массой около 100 т влетела в атмосферу Земли со скоростью порядка 15 км/с и, рассыпавшись в атмосфере из-за огромного ее сопротивления, усеяла железными осколка­ми несколько квадратных километров земной поверх­ности.

Это показывает, что в прошлом астероиды были на­греты до высоких температур, что привело к образова­нию металлических ядер, часть которых теперь обнажи­лась и частично раздробилась. Правда, следует заме­тить, что не вполне ясен источник тепла, необходимый для такого переплавления. Расчеты показывают, что из малых тел тепло очень быстро ускользает в космиче­ское пространство. Поэтому такой источник должен быть очень мощным. Возможно, некоторую роль здесь сыграл распад радиоактивных элементов. Однако такие элементы, как уран, торий и радиоактивный изотоп калия, видимо, обеспечившие нагрев и переплавление вещества больших планет (Меркурия, Венеры, Земли и Марса), а также Луны, распадаются слишком медленно и не могут поднять температуру мелких астероидов. Следовательно, в этом случае необходим радиоактив­ный изотоп с достаточно малым периодом полураспада, и к тому же его должно быть достаточно много (для обеспечения большого тепловыделения в единицу вре­мени). Таким изотопом, по предположению ученых, мо­жет быть радиоактивный изотоп алюминия 26 А1. По расчетам, однако, получается, что этого изотопа в пе­риод образования астероидов было относительно мало.

Другим таким источником нагрева астероидов, мо­жет быть Солнце (конечно, не с помощью солнечных лучей, а, например, под влиянием переменных электро­магнитных полей, создаваемых в межпланетном про­странстве «солнечным ветром»). Современное Солнце, очевидно, не дает такого нагрева. Но в прошлом, на начальной стадии своего существования, Солнце, как предполагают, была намного горячее, чем сейчас, и на­грев астероидов мог быть очень сильным.

Если построить зависимость числа астероидов от их размеров, то получится, что количество астероидов быстро убывает с увеличением их размеров (что в об­щем-то понятно), но в области значений их размеров 50-100 км эта обнаруженная зависимость меняет свой характер (см. ниже). Количество астероидов таких раз­меров почему-то больше, чем это должно быть, если пользоваться зависимостью, характерной для более мелких астероидов. Пытаясь объяснить это, К. Чепмен предположил, что крупные астероиды подверглись в прошлом полному или частичному переплавлению, пос­ле чего внутри их образовались железоникелевые ядра, а «всплывшие» силикаты образовали оболочку. Если астероиды сталкивались и дробились, то такая оболоч­ка должна легко разрушиться. Когда же обнажилось прочное металлическое ядро, дробление, а следователь­но, и уменьшение размеров замедлилось, что и привело к обнаруженному эффекту.

Температура астероидов. Как бы ни были нагреты астероиды в далеком прошлом, они давно остыли. Те­перь они - холодные безжизненные глыбы, летающие в межпланетном пространстве, и солнечные лучи не в состоянии их нагреть.

Приближенно вычислить среднюю температуру астероида нетрудно. Сравним потоки тепла, падающие на астероид и на Землю. Приняв Солнце за точечный источник, мы получим, что потоки тепла обратно про­порциональны квадратам расстояний Земли и астерои­да от Солнца. Нагретые Земля и астероид излучают в пространство тепловую энергию. Поэтому температура каждого тела устанавливается такая, что теряемое ко­личество тепла на излучение равно количеству тепла, получаемого телом от Солнца. Далее, используя закон Стефана - Больцмана, можно получить следующее соотношение: Т 4 а /Т 4 3 = a 2 3 / a 2 а , где Т - абсолютная температура, выраженная в градусах шкалы Кельвина, а a - среднее расстояние (большая полуось орбиты) рассматриваемого тела в астрономических единицах.

Средняя температура Земли известна. Она состав­ляет 288 К (15°С). Подставляя ее в полученное соотно­шение и извлекая корень четвертой степени из обеих частей равенства, после небольших преобразований мы получим: Т а (К) = 288 корень a a .

У Цереры, например, температура (вычисленная, правда, по более точной формуле) составляет 165 К (т. е. - 108°С). Приблизительно при такой температуре и при нормальном атмосферном давлении на Земле за­мерзают аммиак, спирт, эфир.

Недавно Церера была добавлена к списку объектов Солнечной системы, которые можно изучать с помощью радиотелескопов. Используя большой радиоинтерферо­метр радиоастрономической обсерватории в Грин-Бэнк (США), Ф. Бриггс определил тепловое излучение от Цереры на длине волны 3,7 см. Церера оказалась очень слабым радиоисточником с потоком 0,0024 Ян. В предположении, что диаметр Цереры 1025 км, Бриггс по радиояркости определил абсолютную температуру Цереры, которая оказалась равной 160±55К, что со­гласуется с приведенной выше оценкой. Это подтверждает, что радиоизлучение Цереры имеет тепловое про­исхождение.

У Весты, сложенной в отличие от Цереры светлым, хорошо отражающим веществом, температура поверхно­сти ниже и составляет лишь 133 К, так как у этого асте­роида на нагрев идет меньшая часть солнечной энер­гии, достигающей его поверхности. На астероидах, дви­жущихся дальше от Солнца, - еще холоднее. Лишь у немногих астероидов, движущихся по необычным орби­там, которые могут приближаться к Солнцу, проникая даже внутрь орбиты Меркурия, поверхность нагревает­ся до нескольких сот градусов Кельвина, и, будучи рас­каленной, начинает даже слабо светиться. Однако это продолжается недолго, так как астероиды, следуя по своим орбитам, опять удаляются от Солнца, быстро остывая.

Образование кратеров. Миллиарды лет кружатся астероиды вокруг Солнца и сталкиваются друг с дру­гом, а потом и с образовавшимися осколками. Скорости столкновения в поясе астероидов велики - в среднем около 5 км/с, и потому явления, происходящие при этих столкновениях, грандиозны. При указанной скорости каждый грамм астероидного вещества несет кинетиче­скую энергию порядка 10 11 эрг (около 12 кДж, или 3 ккал). Когда даже небольшой астероид «врезается» в поверхность своего крупного собрата, вся эта энергия мгновенно освобождается, и «происходит гигантский взрыв. Соприкоснувшиеся в момент столкновения слои астероидов подвергаются столь сильному сжатию, что частично обращаются в газ, частично плавятся. От ме­ста удара во все стороны расходятся ударные волны сжатия и разрежения, которые давят, крошат и встря­хивают вещество. Огромным фонтаном осколки и пыль взметаются над астероидом. На поверхности его остает­ся кратер, а под кратером - обширная зона раздроб­ленных пород.

Изучение метеоритных кратеров на Земле, взрывные и ударные эксперименты (в частности, «бомбардиров­ка» мишеней из разного материала сверхскоростными шариками), проведенные в СССР и за рубежом, позво­ляют в настоящее время сделать ряд выводов о процессах при кратерообразовании на астероидах. Когда, в част­ности, астероид падает на поверхность, сложенную крупными монолитными блоками каменистого вещества (например, на свежую поверхность раскола, образовав­шуюся в результате дробления при мощном ударе), скорости разлетающихся осколков должны составлять сотни метров в секунду. Если же падение происходит на поверхности астероида, сложенной веществом, раз­дробленным многочисленными предыдущими встречами с другими астероидами, осколки должны разлетаться со ­значительно меньшими скоростями (десятки метров в секунду).

Приведенные выше оценки - это лишь средние ско­рости. Среди осколков всегда есть и более быстрые, ле­тящие со скоростями, даже превышающими скорость упавшего астероида, и более медленные.

Хотя массы «астероидов невелики, они все же спо­собны удержать часть осколков, разлетающихся со ско­ростями меньше второй космической скорости, состав­ляющей на Церере около 600 м/с, на Юноне - более 100 м/с. Даже малютки поперечником в 10 км могут удерживать осколки, имеющие скорость вплоть до 6 м/с.

Американский астрофизик Д. Голт, анализируя экс­периментальные данные о распределении скоростей раз­летающихся осколков, пришел к заключению, что для астероида поперечником в 200 км около 85% взметнув­шихся над ним осколков не в состоянии преодолеть при­тяжение астероида и вновь падают на его поверхность. Астероиды поперечником в 100 км удерживают около половины своих осколков. Правда, осколки, выброшен­ные из кратера, могут улететь от кратера на большие расстояния (залетая на обратную сторону астероида) или даже могут начать двигаться по околоастероидным орбитам. Таким образом, возникновение кратера на астероиде должно сопровождаться созданием над всем астероидом кратковременного облачка камней и пы­ли - его каменистой «атмосферы». Через некоторое вре­мя осколки и пыль оседают тонким слоем на поверх­ность астероида.

Следует заметить, что вещество столкнувшегося с Церерой астероида будет присутствовать в этом «слое-» в виде совершенно неощутимой примеси, так как объем выбрасываемого из кратера вещества в сотни и в тыся­чи раз больше объема «упавшего» астероида.

Пока еще мы не располагаем ни одной фотографией астероида, сделанной на малом расстоянии от его поверхности с помощью какого-нибудь космического аппа­рата. Но может ли чем-нибудь существенным отличать­ся внешний вид астероидов от спутников Марса - Фо­боса и Деймоса? Серия фотографий, сделанных с кос­мических аппаратов, посланных на Марс, показала, что даже эти крошечные тела (размером около 15 и 6 км), кружащиеся около Марса вдали от наиболее густо на­селенных частей пояса астероидов, подверглись бомбар­дировке астероидными осколками, и все сплошь изрыты кратерами, крупными и мелкими, поперечниками от не­скольких километров до нескольких десятков метров. Вероятно, есть на них и такие мелкие, разглядеть кото­рые на полученных фотографиях не удалось. Астероиды, залетающие хотя бы на непродолжительное время в плотные части пояса астероидов, могут отличаться от Фобоса и Деймоса разве лишь тем, что будут усеяны кратерами еще сильнее.

При дроблении астероидов в столкновениях образу­ются вместе с крупными и мелкими обломками целые «тучи» пыли. Поэтому нередко предполагали, что пояс астероидов буквально насыщен ею. Однако, как выяс­нилось, в поясе астероидов пыли не больше, чем во внутренних районах Солнечной системы, а скорее даже меньше. Таким образом, пояс астероидов должен непре­рывно очищаться от пыли. Происходит это так.

Под действием светового давления солнечных лучей мельчайшая астероидная пыль (пылинки размером в несколько микрометров) по гиперболическим орбитам должна покидать Солнечную систему, а более крупные частицы медленно тормозятся и переходят на все мень­шие орбиты относительно Солнца. Многие из них по пути оседают на Марс, Землю, Венеру и Меркурий, остальные «гибнут» на Солнце. Астероидная компонен­та в межпланетной пыли составляет около 2% (2 10 13 т).

• Введение
• Астероиды вблизи Земли
• Движение астероидов
• Температура астероидов
• Состав астероидного вещества
• Формирование астероидов
• Заключение
• Литература

Введение

О том, что в Солнечной системе между орбитами Марса и Юпитера движутся многочисленные мелкие тела, самые крупные из которых по сравнению с планетами всего лишь каменные глыбы, узнали менее 200 лет назад. Их открытие явилось закономерным шагом на пути познания окружающего нас мира. Путь этот не был легким и прямолинейным.

Кто в эпоху открытия первых астероидов мог предположить, что эти малые тела Солнечной системы, тела, о которых еще недавно нередко говорили с оттенком пренебрежения, станут объектом внимания специалистов самых различных областей: естествознания, космогонии, астрофизики, небесной механики, физики, химии, геологии, минералогии, газовой динамики и аэромеханики? Тогда до этого было еще очень далеко. Еще предстояло осознать, что стоит лишь наклониться, чтобы поднять с земли кусочек астероида - метеорит. Наука о метеоритах - метеоритика - зародилась в начала XIX века, когда были открыты и их родительские тела - астероиды. Но в дальнейшем она развивалась совершенно независимо. Метеориты изучались геологами, металлургами и минералогами, астероиды - астрономами, преимущественно небесными механиками.

Трудно привести другой пример столь абсурдной ситуации: две разные науки исследуют одни и те же объекты, а между ними практически не возникает никаких точек соприкосновения, не происходит обмена достижениями. Это отнюдь не способствует осмыслению получаемых результатов. Но сделать ничего нельзя, и так все и остается, пока новые методы исследований - экспериментальные и теоретические - не поднимут уровень исследований настолько, что создадут реальную основу для слияния обеих наук в одну.

Это произошло в начале 70-х годов XX в., и мы стали свидетелями нового качественного скачка в познании астероидов. Скачок этот произошел не без помощи космонавтики, хотя космические аппараты еще не опускались на астероиды и еще не получено даже космического снимка хотя бы одного из них. Это - дело будущего, по-видимому, уже недалекого. А пока перед нами встают новые вопросы и ждут своего решения.

Астероиды вблизи Земли

Почти 3/4 века люди не подозревали, что не все астероиды движутся между орбитами Марса и Юпитера. Но вот ранним утром 14 июня 1873 г. Джеймс Уотсон на обсерватории Энн Арбор (США) открыл астероид «Аэрта». За этим объектом удалось следить всего три недели, а потом его потеряли. Однако результаты определения орбиты, хотя и неточной, убедительно свидетельствовали, что Аэрта движется внутри орбиты Марса.

Астероиды, которые бы приближались к орбите Земли, оставались неизвестны до конца XIX века. Теперь их число превышает 80.

Первый астероид вблизи Земли был открыт только 13 августа 1898 г. В этот день Густав Витт на обсерватории Урания в Берлине обнаружил слабый объект, быстро перемещающийся среди звезд. Большая скорость свидетельствовала о его необычайной близости к Земле, а слабый блеск близкого предмета - об исключительно малых размерах. Это был Эрос, первый астероид-малютка поперечником менее 25 км. В год его открытия он прошел на расстоянии 22 млн. км от Земли. Его орбита оказалась не похожа ни на одну до сих пор известную.

Движение астероидов

Все открытые до сих пор астероиды обладают прямым движением: они движутся вокруг Солнца в ту же сторону, что и большие планеты. У подавляющего большинства астероидов орбиты не сильно отличаются друг от друга: они слабо эксцентричны и имеют малый или умеренный наклон. Поэтому почти все астероиды движутся, оставаясь в пределах тороидального кольца. Границы кольца несколько условны: пространственная плотность астероидов (число астероидов в единице объема) падает по мере удаления от центральной части. У немногих астероидов из-за значительного эксцентриситета и наклона орбиты петля, выходит за пределы этой области или даже целиком лежит вне неё. Поэтому астероиды встречаются и вдали за пределами кольца.

Объем пространства, занятого кольцом-тором, где движется 98% всех астероидов, огромен - около 1,61026 км3. Для сравнения укажем, что объем Земли составляет всего 1012 км3.

Если быть совсем строгими, то нужно сказать, что путь астероида в пространстве представляет собой не эллипсы, а незамкнутые квазиэллиптические витки, укладывающиеся рядом друг с другом. Лишь изредка - при сближении с планетой - витки заметно отклоняются один от другого. Планеты возмущают, конечно, движение не только астероидов, но и друг друга. Однако возмущения, испытываемые самими планетами, малы и не меняют структуры Солнечной системы. Они не могут привести к столкновению планет друг с другом. С астероидами дело обстоит иначе. Астероиды отклоняются со своего пути то в одну, то в другую сторону. Чем дальше, тем больше становятся эти отклонения: ведь планеты непрерывно "тянут" астероид, каждая к себе, но сильнее всех Юпитер. Наблюдения астероидов охватывают еще слишком малые промежутки времени, чтобы можно было выявить существенные изменения орбит большинства астероидов, за исключением отдельных редких случаев. Поэтому наши представления об эволюции их орбит основаны на теоретических соображениях. Коротко они сводятся к следующему.

Орбита каждого астероида колеблется около своего среднего положения, затрачивая на каждое колебание несколько десятков или сотен лет. Синхронно меняются с небольшой амплитудой ее полуось, эксцентриситет и наклон. Перигелий и афелий то приближаются к Солнцу, то удаляются от него. Эти колебания включаются как составная часть в колебания большего периода - тысячи или десятки тысяч лет. Они имеют несколько другой характер. Большая полуось не испытывает дополнительных изменений. Зато амплитуды колебаний эксцентриситета и наклона могут быть намного больше. При таких масштабах времени можно уже не рассматривать мгновенных положений планет на орбитах: как в ускоренном фильме астероид и планета оказываются как бы размазанными по своим орбитам. Становится целесообразным рассматривать их как гравитирующие кольца. Наклон астероидного кольца к плоскости эклиптики, где находятся планетные кольца - источник возмущающих сил, - приводит к тому, что астероидное кольцо ведет себя подобно волчку. Только картина оказывается более сложной, потому что орбита астероида не является жесткой и ее форма меняется с течением времени.

Планетные возмущения приводят к непрерывному перемешиванию орбит астероидов, а стало быть, и к перемешиванию движущихся по ним объектов. Это делает возможным столкновения астероидов друг с другом. За минувшие 4,5 млрд. лет, с тех пор как существуют астероиды, они испытали много столкновений друг с другом. Наклоны и эксцентриситеты орбит приводят к непараллельности их взаимных движений, и скорость, с которой астероиды проносятся один мимо другого, в среднем составляет около 5 км/с. Столкновения с такими скоростями ведут к разрушению тел.

Форма и вращение астероидов

Астероиды так малы, что сила тяжести на них ничтожна. Она не в состоянии придать им форму шара, какую придает планетам и их большим спутникам, сминая и утрамбовывая их вещество. Большую роль при этом играет явление текучести. Высокие горы на Земле у подошвы "расползаются", так как прочность пород оказывается недостаточной для того, чтобы выдержать нагрузки во многие тонны на 1 см3, и камень, не дробясь, не раскалываясь, течет, хотя и очень медленно.

На астероидах поперечником до 300-400 км из-за малого веса подобное явление текучести вовсе отсутствует, а на самых крупных астероидах оно происходит чрезвычайно медленно, да и то лишь в их недрах. Поэтому "утрамбованы" силой тяжести могут быть лишь глубокие недра немногих крупных астероидов. Если вещество астероидов не проходило стадии плавления, то оно должно было остаться "плохо упакованным", примерно, каким возникло на стадии аккумуляции в протопланетном облаке. Только столкновения тел друг с другом могли привести к тому, что вещество постепенно уминалось, становясь менее рыхлым. Впрочем, новые столкновения должны были дробить спрессованное вещество.

Малая сила тяжести позволяет разбитым астероидам существовать в виде агрегатов, состоящих из отдельных блоков, удерживающихся друг около друга силами тяготения, но не сливающихся друг с другом. По той же причине не сливаются с ними и опустившиеся на поверхность астероидов их спутники. Луна и Земля, соприкоснувшись друг с другом, слились бы, как сливаются (хотя и по другой причине) соприкоснувшиеся капли, и через некоторое время получилось бы одно, тоже шарообразное тело, по форме которого нельзя было бы догадаться, из чего оно получилось.

Впрочем, все планеты Солнечной системы на заключительном этапе формирования вбирали в себя довольно крупные тела, не сумевшие превратиться в самостоятельные планеты или спутники. Теперь их следов уже нет.

Лишь самые крупные астероиды могут сохранять свою шарообразную форму, приобретенную в период формирования, если им удастся избежать столкновения с немногочисленными телами сравнимых размеров. Столкновения с более мелкими телами не смогут существенно изменить ее. Мелкие же астероиды должны иметь и действительно имеют неправильную форму, сложившуюся в результате многих столкновений и не подвергавшуюся в дальнейшем выравниванию под действием силы тяжести. Кратеры, возникшие на поверхности даже самых крупных астероидов при столкновении с мелкими телами, "не заплывают" с течением времени. Они сохраняются до тех пор, пока не будут стерты при следующих ударах об астероид мелких тел или сразу уничтожены ударом крупного тела. Поэтому горы на астероидах могут быть гораздо выше, а впадины гораздо глубже, чем на Земле и других планетах: среднее отклонение от уровня сглаженной поверхности на крупных астроидах составляет 10 км и более, о чем свидетельствуют радиолокационные наблюдения астероидов.

Неправильная форма астероидов подтверждается и тем, что их блеск необычайно быстро падает с ростом фазового угла. У Луны и Меркурия аналогичное уменьшение блеска вполне объясняется только уменьшением видимой с Земли доли освещенной Солнцем поверхности: тени гор и впадин оказывают слабое влияние на общий блеск. Иначе обстоит дело с астероидами. Одним лишь изменением освещенной Солнцем доли поверхности астероида столь быстрое изменение их блеска, которое наблюдается, объяснить нельзя. Основная причина (особенно у астероидов малых размеров) такого характера изменения блеска заключается в их неправильной форме и крайней степени “изрытости”, из-за чего на освещенной Солнцем стороне одни участки поверхности экранируют другие от солнечных лучей.

Температура астероидов

Астероиды - насквозь холодные, безжизненные тела. В далеком прошлом их недра могли быть теплыми и даже горячими за счет радиоактивных или каких-то иных источников тепла. С тех пор они уже давно остыли. Впрочем, внутренний жар никогда не согревал поверхности: поток тепла из недр был неощутимо мал. Поверхностные слои оставались холодными, и лишь столкновения время от времени вызывали кратковременный локальный разогрев.

Единственным постоянным источником тепла для астероидов остается Солнце, далекое и поэтому греющее очень плохо. Нагретый астероид излучает в космическое пространство тепловую энергию, причем тем интенсивнее, чем сильнее он нагрет. Потери покрываются поглощаемой частью солнечной энергии, падающей на астероид.

Если усреднить температуру по всей освещенной поверхности, получим, что у астероидов сферической формы средняя температура освещенной поверхности в 1,2 раза ниже, чем температура в подсолнечной точке.

Из-за вращения астероидов температура их поверхности быстро меняется. Нагретые Солнцем участки поверхности быстро остывают из-за низкой теплоемкости и малой теплопроводности слагающего их вещества. В результате по поверхности астероида бежит тепловая волна. Она быстро затухает с глубиной, не проникая в глубину даже на несколько десятков сантиметров. Глубже температура вещества оказывается практически постоянной, такой же, как в недрах астероида - на несколько десятков градусов ниже средней температуры освещенной Солнцем поверхности. У тел, движущихся в кольце астероидов, ее грубо можно принять равной 100-150 К.

Как ни мала тепловая инерция поверхностных слоев астероида, все же, если быть совсем строгими, то следует сказать, что температура не успевает принимать равновесного значения с изменением условий освещения. Утренняя сторона, не успевая согреваться, всегда чуть-чуть холоднее, чем следовало бы, а вечерняя сторона оказывается чуть-чуть теплее, не успевая остывать. Относительно подсолнечной точки возникает легкая асимметрия в распределении температур.

Максимум теплового излучения астероидов лежит в области длин волн порядка 20 мкм. Поэтому их инфракрасные спектры должны выглядеть как непрерывное излучение с интенсивностью, монотонно убывающей в обе стороны от максимума. Это подтверждается наблюдениями, проведенными О. Хансеном в диапазоне 8-20 мкм. Однако, когда Хансен попытался на основании этих наблюдений определить температуру астероидов, она оказалась выше расчетной (около 240К), и причина этого до сих пор не ясна.

Низкая температура тел, движущихся в кольце астероидов, означает, что диффузия в астероидном веществе "заморожена". Атомы не способны покидать свои места. Их взаимное расположение сохраняется неизменным на протяжении миллиардов лет. Изоляция способна вызвать к жизни диффузию только у тех астероидов, которые сильно приближаются к Солнцу, но лишь в поверхностных слоях и на короткое время.

Состав астероидного вещества.

Метеориты крайне разнообразны, как разнообразны и их родительские тела - астероиды. В то же время их минеральный состав очень скуден. Метеориты состоят, в основном, из железо-магниевых силикатов. Они присутствуют в виде мелких кристалликов или в виде стекла, обычно частично перекристаллизованного. Другой основной компонент - никелистое железо, которое представляет собой твердый раствор никеля в железе, и, как в любом растворе, содержание никеля в железе бывает различно - от 6-7% до 30-50%. Изредка встречается и безникелистое железо. Иногда в значительных количествах присутствуют сульфиды железа. Прочие же минералы находятся в малых количествах. Удалось выявить всего около 150 минералов, и, хотя даже теперь открывают все новые и новые, ясно, что число минералов метеоритов очень мало по сравнению с обилием их в горных породах Земли, где их выявлено более 1000. Это свидетельствует о примитивном, неразвитом характере метеоритного вещества. Многие минералы присутствуют не во всех метеоритах, а лишь в некоторых из них.

Наиболее распространены среди метеоритов хондриты. Это каменные метеориты от светло-серой до очень темной окраски с удивительной структурой: они содержат округлые зерна - хондры, иногда хорошо видимые на поверхности разлома и легко выкрашивающиеся из метеорита. Размеры хондр различны - от микроскопических до сантиметровых. Они занимают значительный объем метеорита, иногда до половины его, и слабо сцементированы межхондровым веществом - матрицей. Состав матрицы обычно идентичен с составом хондр, а иногда и отличается от него. По поводу происхождения хондр существует много гипотез, но все они спорные.

Формирование астероидов

В период формирования Солнца условия не были, конечно, одинаковыми на разных расстояниях от Солнца и менялись с течением времени. Вещество оставалось холодным только вдали от Солнца. Вблизи него было сильно прогрето и пыль подвергалась полному или частичному испарению. Лишь позднее, когда газ остыл, она сконденсировалась снова, но большая часть летучих веществ, содержащихся в межзвездных пылинках, оказалась потеряна и в новую пыль уже не вошла. Эволюция протопланетного диска привела к формированию в нем планетезималей, из которых потом выросли планеты. Состав планетезималей, формировавшихся на разных гелиоцентрических расстояниях, из-за разного состава пыли, пошедшей на их постройку, был различным.

Так уж случилось, что астероиды - это планетезимали, сформировавшиеся на границе горячей и холодной зоны протопланетного диска, сохранившиеся до наших дней.

Астероиды формировались в протопланетном облаке как рыхлые агрегаты. Малая сила тяжести не могла спрессовать сгустившиеся из пыли планетезимали. За счет радиоактивного тепла они разогревались. Этот разогрев, как показали расчеты Дж. Вуда, шел весьма эффективно: ведь рыхлые тела хорошо удерживают тепло. Разогрев начался еще на стадии роста астероидов. Их вещество в центральных частях грелось, спекалось, и, может быть, даже плавилось, а на поверхности астероидов все еще продолжала высыпаться пыль, пополняя рыхлый, теплоизолирующий слой. Основным источником разогрева сейчас принято считать алюминий-26.

Столкновения астероидов между собой на первых порах тоже вели к уплотнению их вещества. Астероиды становились компактными телами. Но в дальнейшем возмущения от выросших планет привели к росту скоростей, с которыми происходили столкновения. В результате уже более или менее компактные тела были разбиты. Столкновения повторялись неоднократно, дробя, встряхивая, перемешивая, сваривая обломки, и снова дробя. Вот почему современные астероиды представляют собой, скорее всего, плохо “упакованные” глыбы.

К земной орбите мелкие астероидные обломки, поступают, конечно, из кольца астероидов. Это происходит благодаря еще не вполне ясному в деталях механизму последовательной резонансной раскачки орбит под действием планетных возмущений. Но раскачка происходит лишь в некоторых зонах кольца. Астероиды из разных мест кольца поступают неодинаково эффективно, и обломки в окрестностях земной орбиты могут вовсе не быть представителями тех объектов, которые движутся за орбитой Марса.

А в земной атмосфере выживают только самые медленные и самые прочные из них, что приводит к дальнейшему отбору. Поэтому в наших коллекциях, несомненно, отсутствуют многие разновидности астероидного вещества, и, возможно, что представление об астероидном веществе, как о веществе плотном и компактном, не что иное, как устаревшее, навеянное метеоритами заблуждение.

Заключение

Как бы ни были велики успехи изучения астероидов сегодня, будущее принадлежит, вероятно, исследованиям с помощью космических аппаратов. Они могут снять многочисленные трудности, стоящие перед исследователями, но, можно не сомневаться, поставят перед ними и новые проблемы.

В настоящее время много внимания в обществе уделяется проблеме возможного столкновения астероидов различного размера с Землёй, необходимости построения глобальной системы слежения и оповещения об опасных астероидах, методах противодействия столкновениям. Действительно, удар о Землю астероида достаточно большого размера и массы вполне может привести к исчезновению человеческой цивилизации и природы в нынешнем её состоянии. Но вероятность такого столкновения, к счастью, очень мала.

Литература

1. Дагаев М. М., Чаругин В. М. Астрофизика. - М.: Просвещение, 1988.

2. Кабардин О.Ф. Физика. – М.: Просвещение, 1988.

3. Рябов Ю. А. Движение небесных тел. – М.: Наука, 1988.

4. Симоненко А. Н. Астероиды или тернистые пути исследований. – М.: Наука, 1985.

Источник - http://astrogalaxy.ru

Смотрите также раздел - скачать астрономические книги бесплатно

Смотрите также раздел - скачать астрономические статьи бесплатно

Смотрите также раздел - купить в сети Интернет

Смотрите также раздел - статьи из научных журналов