астероиды и их группы
главный пояс астероидов
Церера; Веста; Паллада; Юнона
семейства главного пояса астероидов
троянцы; семейство Хильды; кентавры
пояс Койпера; рассеянный диск; облако Оорта
история изучения
открытия астероидов
исследования астероидов
приложение 1
промышленное освоение астероидов
планета Фаэтон в художественной литературе
приложение 2
имена объектов на астероидах
технические термины и физические эффекты
некоторые вещества и минералы; метеоритное вещество
Астероиды и их группы
В 1802 г. английский астроном У. Гершель предложил для двух недавно открытых небесных тел, движущихся по орбитам между Марсом и Юпитером, название астероиды (греч. Αστεροειδής, "звездоподобный") – так как для планет они были слишком малы и их изображения в тогдашние телескопы даже сильного увеличения практически не отличались от (точечных) изображений звёзд.
После того, как в последующие годы были открыты, между орбитами Марса и Юпитера, ещё несколько астероидов, Александр Гумбольдт в книге "Космос: план описания физического мира" (Kosmos – Entwurf einer physischen Weltbeschreibung, 1845) ввёл для обозначения этой группы малых небесных тел термин пояс астероидов; он вошёл в обиход с 1850-х гг. Теперь эту группу обычно называют главным поясом астероидов – поскольку таких групп обнаружилось в других регионах Солнечной системы ещё несколько.
В главном поясе астероидов выделяются семейства, имеющие близкие орбиты и физические характеристики; некоторые из них, вероятно, происходят от общего "родительского" астероида.
Две группы астероидов, получивших названия троянских, движутся по орбите Юпитера.
За орбитой Нептуна находится группа астероидов, образующая т.н. пояс Койпера. За поясом Койпера, частично пересекаясь с ним, лежит т.н. рассеянный диск – источник комет с коротким периодом, а ещё дальше, на расстоянии почти до 1-2 световых лет от Солнца – облако Оорта, источник комет с долгим периодом.
 |
 |
| Главный пояс астероидов. Пояс Койпера. |
Главный пояс астероидов
Область Солнечной системы между орбитами Марса и Юпитера, в окрестности 2,8 а.е. (астрономических единиц; = среднее расстояние от Земли до Солнца; ~150 млн.км). Орбиты 2,06 и 3,27 а.е. от Солнца представляют собой внутреннюю и внешнюю границы главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает.
Суммарная масса астероидов главном поясе составляет ~4% массы Луны; при этом больше половины её сосредоточено в четырёх астероидах: Церере, Весте, Палладе, Гигее. Большинство астероидов очень мало, имеют размеры в несколько десятков метров.
Астероиды главного пояса (и других групп) сильно рассеяны в космическом пространстве. Тем не менее, в нём выделяются семейства, имеющие близкие орбиты и физические свойства. Орбиты многих астероидов медленно изменяются под влиянием разных факторов, в первую очередь, гравитационного воздействия Юпитера; также эффекта Ярковского; в итоге такие астероиды могут переходить на существенно другие орбиты или покинуть пояс астероидов.
Малые небесные тела между Марсом и Юпитером, находящиеся в орбитальном резонансе с Юпитером (т.е. когда времена их обращения вокруг Солнца относятся друг к другу как небольшие целые числа) сохраняют устойчивые орбиты, т.к. эти орбиты являются (устойчивыми) решениями задачи трёх тел (Солнце, Юпитер, астероид). Но близ них влияние тяготения Юпитера постепенно вынуждает малые небесные тела изменять свои орбиты, поэтому в окрестностях орбитальных резонансов, т.н. щелях Кирквуда, астероидов почти нет – они все уходят на резонансные орбиты. Между орбитами Марса и Юпитера имеется несколько таких зон. Границы пояса, 2,06 и 3,27 а.е. от Солнца, представляют собой орбитальные резонансы 4:1 и 2:1.
Период вращения вокруг оси у крупных астероидов, диаметром от 100 м, обычно <2,2 ч.
У некоторых астероидов, даже малой величины, имеются спутники. Так, у астероида Ида размерами 58×23 км, есть спутник Дактиль, размером 1,5 км; расстояние между ними 85 км.
Физические и химические свойства
Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленных камней и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите.
На ряде астероидов, в т.ч. на Церере и Весте, имеется вода – в виде льда или в связанном с минералами состоянии. На Церере замечено выделение водяные паров, поступающих в её крайне разрежённую атмосферу. У некоторых астероидов при прохождении близ перигелия ненадолго появляется газовый или пылевой хвост. Это говорит о том, что такие астероиды могут содержать лёд, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности.
На расстоянии ~2,7 а.е. от Солнца находится т.н. снеговая линия, в которой максимальная температура на поверхности небесного тела ниже температуры таяния льда. На астероидах, расположенных за пределами этой линии, могла конденсироваться вода в виде льда. Одной из разновидностей таких астероидов являются кометы главного пояса. Они находятся за пределами снеговой линии, во внешней части главного пояса.
На поверхности и в глубине астероидов выявлены минералы: силикаты и др., химические элементы: железо, магний, кальций, ... На астероиде Итокава обнаружен оливин. Поскольку оливин образуется только под воздействием высоких температур, порядка 1100 - 1900°С, то такие астероиды, вероятно, представляют собой осколки более крупных, которые на раннем этапе своей истории находились в частично или полностью расплавленном состоянии.
В грунте некоторых астероидов (Итокава, Церера) обнаружены органические соединения, т.е. вещества, содержащие углерод в связи с другими элементами.
Химический состав астероида зависит от его расстояния до Солнца. Так, каменные астероиды, состоящие из силикатов, обычно расположены ближе к Солнцу, чем углеродные. В углеродных, в отличие от силикатных, часто имеются следы воды. Вероятно, более сильное влияние солнечного излучения во внутренних областях пояса астероидов привело к выдуванию из малых небесных тел этой области лёгких элементов, а также воды. В результате вода (в связанном состоянии или в виде льда) сконденсировалась на астероидах внешней части пояса.
Спектральные классы астероидов
По химическому составу, анализируя спектры, в главном поясе выделены 3 основных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S), металлические (класс M). Углеродные – более тёмные, силикатные и металлические – более светлые. Другие классы малочисленны.
Углеродные астероиды класса C названы так из-за большого % в их составе углеродных соединений. Их состав близок к углеродистым хондритным метеоритам, которых часто находят на Земле. Спад спектра в ультрафиолетовой части показывает присутствие ферросиликатов. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938); т.о. они тёмные. Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вероятно, в главном поясе находится ещё много относительно крупных астероидов этого класса, но до сих пор не найденных из-за их слабой яркости. Зато у них довольно сильное излучение в инфракрасном диапазоне, из-за наличия в их составе воды.
Углеродные астероиды самые многочисленные, на них приходится 75% всех астероидов. Они сосредоточены на внешней области пояса.
Самым крупным представителем этого класса является астероид Гигея.
Силикатные астероиды класса S названы так из-за наличие в поверхности таких астероидов силикатов. Спектральный анализ показывает также присутствие там некоторых металлов (железо и магний), но почти полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Полоса поглощения в ультрафиолетовой части указывает на наличие пироксена/ оливина. Они имеют умеренное альбедо (между 0,1 и 0,2238).
Силикатные астероиды вторые по распространённости; их 17% от всех астероидов пояса. Они располагаются, в основном, во внутренней части пояса, до 2,5 а.е.
Самым крупным представителем этого класса является астероид Юнона.
Базальтовые астероиды класса V по составу довольно близки к более общему S классу, они также состоят, в основном, из камня, силикатов и железа, но, в отличие от класса S, в них высоко содержание пироксена. Умеренно яркие. Относительно редкие.
Подавляющее большинство астероидов класса V движутся по близким между собой орбитам, со значениями эксцентриситетов и наклонов к эклиптике близкими к параметрам орбиты Весты. Они расположены в области, ограниченной, с одной стороны, орбитами с большой полуосью 2,18 а.е., а с другой стороны – резонансной орбитой 2,5 а.е. Базальтовые астероиды, которые близки к Весте по параметрам своих орбит и составу (семейство Весты), вероятно, образовались при столкновении Весты с другим астероидом.
Ранее считали, что большинство базальтовых астероидов – это фрагменты коры Весты, однако изучение базальтового астероида Магния выявило различия с химическим составом других базальтовых астероидов, что означает их различное происхождение. Далее, изучение базальтовых астероидов Кумакири и 1991 RY16, находящихся во внешней части пояса, показало, что они не имеют никакого отношения к Весте.
Нынешняя теория формирования пояса астероидов утверждает, что на ранней стадии в поясе астероидов имелось немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие гл. обр. из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более 1/2 астероидов должны были бы состоять из базальта и оливина. Однако оказалось, что в поясе астероидов у 99% отсутствует базальтовый материал.
Металлические астероиды класса M богаты никелем и железом; имеют умеренное альбедо (0,1 - 0,18); высокую плотность. Движутся, в основном, в центральной области пояса астероидов, на расстоянии ~2,7 а.е. от Солнца. Их 10% от всех астероидов пояса.
Возможно, представляют собой фрагменты металлических ядер крупных планетезималей, образовавшихся в начале формирования Солнечной системы и разрушенных при столкновениях. Обнаружено несколько тел, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность. Пример – астероид Каллиопа.
Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен.
Астероиды спектрального класса A характеризуются умеренно высоким альбедо (0,17 - 0,35) и красноватым цветом в видимой части спектра. Спектр показывает присутствие в их составе оливинов или смеси оливинов с металлами, в основном, с железом и никелем.
Таких астероиды найдено всего 17. Они расположены, в основном, во внутренней части пояса астероидов. Примеры астероидов класса A: Аспорина (d = 70 км), Этернитас (d = 52 км).
Спектральный класс E – это класс астероидов, имеющих самые высокие значения альбедо: их поверхность может отражать до 50% падающего на них солнечного света. Отражённый свет имеет красноватый оттенок, без конкретных линий поглощения в спектре. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (разновидность пироксена) и другие силикаты, содержащие железо в свободном (не окисленном) состоянии.
Анализ спектральных данных относящегося к этому классу астероида Штейнс показал, что он состоит из богатых магнием минералов, таких, как энстатит, пироксен, форстерит, полевые шпаты; в его составе практически отсутствует железо.
По размерам все астероиды класса Е очень небольшие. Только три представителя этого класса имеют диаметр >50 км, у остальных он <25 км. Их немало во внутренней части главного пояса, но во внешней части они очень редки. К последним относится Ангелина.
Возможно, эти астероиды представляют собой фрагменты внешних оболочек планетозималей, которые были подвержены наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке.
Происхождение пояса астероидов
В 1802 г., после обнаружения Паллады, Г. Ольберс высказал предположение о существовании в прошлом между Марсом и Юпитером планеты, которая была по некоторой причине, возможно, в результате столкновения с кометой, разрушена много миллионов лет назад, и обломками которой стали Церера и Паллада. Гипотезу о разрушенной планете между Марсом и Юпитером некоторое время поддерживал ряд астрономов, но сейчас она считается сомнительной, т.к. сумма масс всех известных астероидов главного пояса <4% массы Луны.
Современная теория возникновения пояса астероидов исходит из небулярной гипотезы, по которой ~4,5 млрд. лет назад из облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовался вращающийся газопылевой диск. Постепенно вещество в нём конденсировалось. В течение первых нескольких миллионов лет, в результате вихревых явлений, а также слипания при взаимных столкновениях мелких частиц газа и пыли, возникли сгустки вещества. Они притягивали к себе находившиеся вблизи другие сгустки, а также пыль и газ, и объединялись в планетезимали; в конце концов из них возникли планеты. Предполагается, что основная часть астероидов главного пояса возникла, как и планеты, из пылевого облака, но под влиянием формировавшегося Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов, они образовали не одну планету, а рой мелких тел.
Зона протопланетного диска, в которой впоследствии образовался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более тёплую центральную часть Солнечной системы. В этом регионе из-за гравитационного влияния со стороны зародыша Юпитера вместо образования/ аккумуляции общего тела сформировалось несколько десятков планетезималей допланетного размера (500 - 1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях, из-за роста их относительных скоростей. Причиной этого роста были орбитальные резонансы с Юпитером. На некотором этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы, в результате чего эти резонансы прошли по всему поясу, внося возмущения в орбиты планетезималей и ещё больше увеличивая их скорости. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением. Возрастание относительных скоростей родительских тел астероидов (до 3-5 км/с) затруднило процесс дальнейшего укрупнения тел. Аккумуляция сменилась фрагментацией при столкновениях; большинство планетезималей были раздроблены на многочисленные мелкие фрагменты, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца исчезла. Столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними спутников.
Вероятно, в результате описанного процесса большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых 2-х млн. лет с момента его образования, оставив менее 0,1% вещества от исходной массы, которой, согласно расчётам, хватало для образования планеты с массой Земли. Возможно, некоторые из этих астероидов перешли в пояс Койпера или ещё дальше, в область облака Оорта, или вообще ушли за пределы Солнечной системы.
Когда миграция Юпитера прекратилась, орбиты астероидов тоже стабилизировались и число столкновений между ними снизилось, в результате чего на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём было относительно стабильным.
Впрочем, столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению астероидных семейств – групп тел со сходными орбитами и химическим составом, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет.
С момента образования из первичной туманности протоастероиды претерпели значительные изменения, причиной которых были: нагрев в первые миллионы лет после образования; дробление на
фрагменты; дифференциация недр; плавление поверхности под ударами метеоритов; физическое выветривание под действием солнечной радиации.
Область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, оказалась неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а.е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало.
В процессе гравитационной дифференциации недр астероидов, испытывавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (напр., у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало много летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Расчёты показали, что для силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500 - 1000°C. Столь низкая температура в сочетании с малыми размерами астероидов повлекла их быстрое остывание; в итоге период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более нескольких миллионов лет.
Церера
Церера – самый крупный известный объект в главном поясе астероидов. Форма представляет собой слегка сплюснутый (на ~8%) сфероид, в отличие от других крупных астероидов, имеющих существенно несферическую форму. Средний диаметр 939 км, почти 1/3 диаметра Луны. Масса 9,4*1020 кг, это 1,3% от массы Луны, и менее1/6000 массы Земли; почти 1/3 всей массы главного пояса астероидов (3±0,2*1021 кг); определена на основе анализа влияния на другие астероиды. Некоторое время назад Церера была переквалифицирована в карликовую планету.
 |
Орбита слабоэллиптична (эксцентриситет 0,08). Наклон к плоскости эклиптики 10,6°; для сравнения у Плутона 17°, у Меркурия 7°. Обращается вокруг Солнца за 4,6 г. Среднее расстояние до Солнца 2,76 а.е. (413,9 млн. км). До Земли расстояние в среднем 263,8 млн. км.
Обращается вокруг своей оси за 9 ч 4 м. Наклон оси вращения к перпендикуляру к плоскости орбиты <4°.
Спутников у Цереры не найдено; наблюдения в телескоп "Хаббл" исключили существование у неё спутников размерами >20 км.
Средняя температура поверхности −106°; в перигелии может достичь −33°; по наблюдениям в инфракрасном диапазоне.
Поверхность относительно гладкая; по наблюдениям в диапазоне радиоволн.
На Церере найдены ледники, оползни, горы, кратеры, ледяной вулкан; яркие белые пятна, состав которых долгое время не удавалось установить; "холодные ловушки" на дне кратеров, в которых может длительное время удерживаться водяной лёд.
На поверхности заметен ряд светлых и тёмных объектов. Самый яркий из них назван Пьяцци, в честь первооткрывателя Цереры. Возможно, это кратер, доходящий до ледяной мантии, или древний криовулкан.
Поверхность и верхний слой коры состоят из водяного льда и гидратированных минералов, таких, как карбонаты (доломит, сидерит); глинистых материалов с порами, заполненными льдом. В спектрах, полученных станцией "Рассвет", есть полоса гидроксила OH и более слабая полоса аммония NH4+ – видимо, это аммонизированная глина, в которой вода связана химически, в форме гидроксила. Содержание воды в гидратированных материалах варьирует от 10% близ полюсов до почти 0% близ экватора.
По результатам анализа данных, лёд присутствует в приповерхностном слое (глубиной <1 м) повсеместно; больше всего его в приполярных широтах.
Гора Ахуна Монс (высота 4 км) состоит изо льда, который поднялся из недр планеты в ходе криоизвержений. Т.о. Церера – самое близкое к Солнцу известное небесное тело с криовулканом. Сейчас этот криовулкан уже потух.
Кратер Оккатор (глубина 4 км, d = 92 км) имеет в центре яркое (альбедо 0,5) белое пятно, рядом ещё одно. Вначале считали, что эти объекты состоят из гидратированного сульфата магния. Позже нашли, что это карбонат натрия (сода). Она могла образоваться, видимо, лишь при участии воды, так что белые пятна представляют собой высохшие следы густого "рассола". Над ним был замечен появляющийся по утрам туман; т.о. они являются одними из источников разрежённой временной атмосферы Цереры, состоящей из водяных паров.
 |
 |
| Гора Ахуна. Кратер Оккатор. |
В северной приполярной области Цереры обнаружено 10 кратеров, на дне которых, никогда не освещаемом Солнцем, имеется лёд (т.н. холодные ловушки). Среди таких кратеров Оксо (d = 10 км) и Хаулани (d = 34 км).
 |
 |
| Кратер Окко. Кратер Хаулани. |
Вокруг Цереры обнаружены, с помощью инфракрасного телескопа "Гершель", выбросы водяного пара, создающие крайне разреженную переходную атмосферу, т.н. экзосферу. Обычно астероиды, в отличие от комет, не испускают пар. Т.о. Церера стала четвёртым телом Солнечной системы, на котором замечена водная активность (после Земли, Энцелада и, возможно, Европы; Энцелад – спутник Сатурна; Европа – Юпитера). Вероятно, часть водяного льда диссоциирует под действием излучения Солнца, образуя эту атмосферу, как то происходит у ледяных спутников Юпитера и Сатурна.
На поверхности Цереры, в верхних слоях пород, обнаружены, при анализе снимков зонда "Рассвет", следы активности, обусловленной действием воды. Выявлено 3 её типа. Первый – обрушение краёв кратеров; встречается, в основном, в высоких широтах; напоминает земные ледники. Второй тип – аналог оползней; также преобладает близ полюсов. Третий обычно связан с крупными кратерами и напоминает селевые потоки. Все эти явления обнаруживаются рядом с 20-30% всех кратеров диаметром >10 км.
Среди других веществ, обнаруженных на поверхности Цереры – графит, сера, диоксид серы.
На поверхности Цереры находится много (~20% площади) органических, т.е. имеющих в своём составе углерод, веществ. При этом содержание углерода в них более чем в 5 раз превышает его содержание в углеродистых хондритовых метеоритах, падающих на Землю; т.о. эти вещества имеют местное происхождение, а не появились на Церере в результате падения метеоритов. В окрестности кратера Эрнутет обнаружены толины. Органика есть возле комплекса соседних кратеров Инамахари, Хомшук, Аристей, также у ряда других.
 |
Недра
Судя по её низкой плотности (2,16 г/см³), Церера на ~25% состоит из водяного льда.
Состав Цереры можно косвенно определить, с некоторой уверенностью, только для её верхних 100 км. Первые 40 км занимает твердая внешняя кора, представляющая собой смесь льда, солей и гидратированных минералов. Под ней находится слой 60 км, который может содержать небольшое количество рассола. Вероятно, под всем этим находится илистая, смешанная со льдом, мантия. Плотность центра Цереры оценивается в 2,46 - 2,90, мантии/ коры – 1,68 - 1,95 г/см3. Из малой плотности центра можно сделать вывод, что даже твёрдое ядро там имело бы ~10% пор. Высокая плотность мантии по отношению к водяному льду означает её обогащение силикатами и солями.
По данным гравитации были построены модели недр Цереры. Согласно одной из них, недра разделены на каменное силикатное ядро; илистую мантию толщиной 100 км (25% массы и 50% объёма), в которой преобладают гидратированные породы, такие как глины, смешанные со льдом (его объём 200 млн. км3, что превосходит количество пресной воды на Земле) и прочную кору, состоящую на 30% изо льда. По другой модели недра Цереры состоят из ядра из хондр и мантии из смеси льда с твёрдыми частиц микронной величины. Оценки их размеров и состава различны: от большого ядра, d = 360 км, состоящего на 75% из хондр и на 25% из твёрдых частиц, и мантии, состоящей на 75% из льда и на 25% из твёрдых частиц, до небольшого ядра, d = 85 км, состоящего почти полностью из твёрдых частиц, и мантии, состоящей на 30% из льда и на 70% из твёрдых частиц. При большом ядре его граница с мантией должна быть достаточно теплой для образования резервуаров рассола. При небольшом ядре мантия может оставаться жидкой ниже 110 км. В последнем случае замерзание жидкого резервуара на 2% сожмет жидкость достаточно, чтобы вытолкнуть часть на поверхность, вызывая криовулканизм. Сублимация льда на поверхности оставит отложения гидратированных частиц толщиной ~20 метров. Из-за малого размера Цереры любой внутренний резервуар воды, который она могла когда-то иметь, к настоящему времени, скорее всего, замерз. Ранее через мантию, видимо, вытекали на поверхность рассолы, что позволяло формироваться криовулканам, таким как Ахуна Монс; со скоростью примерно 1 за 50 млн. лет.
Веста
Веста – один из крупнейших астероидов. Его размеры 578×560×458 км, масса – 2,59*1020 кг. Это также самый яркий астероид (альбедо 0,4).
Орбита Весты слабоэллиптична (эксцентриситет 0,09); наклон к плоскости эклиптики 7°. Она может приближаться к Земле на расстояние всего 177 млн км. Веста обращается вокруг Солнца за 3,6 г; вокруг оси за 5 ч 20 м. Наклон оси вращения к перпендикуляру к плоскости орбиты 29°.
Температура на поверхности Весты меняется по сезонам от −198° до −23°.
В 1990-х гг. с помощью телескопа "Хаббл" удалось рассмотреть поверхность Весты . В 2011- 12 гг. исследования зонда "Рассвет" дали множество снимков поверхности и позволили создать её подробную карту.
 |
На поверхности есть кратеры; борозды; горы; тёмные области неясного происхождения.
Самая заметная деталь поверхности Весты – огромный ударный кратер Реасильвия (возраст ~2 млрд. лет). Он находится вблизи южного полюса; имеет размеры 475 - 500 км, глубину 20 - 25 км; в его центре, над точкой удара, возвышается гора высотой 22 км и диаметром 180 км. Размеры кратера близки к размерам астероида; неясно, как Веста смогла пережить такой катаклизм.
Спектральный анализ показал, что кратер обнажил несколько слоёв коры Весты и частично – её мантию.
Бассейн кратера Реасильвия частично перекрывает более старый (возраст ~3,8 млрд. лет) кратер Вененейя, его диаметр ~450 км. Считают, что кратер Вененейя образовался в результате столкновения Весты с тёмным, богатым углеродом, астероидом. Впоследствии Вененейя была частично перекрыта более светлым веществом при образовании Реасильвии. Удары, образовавшие кратеры Реасильвия и Вененейя, произошли, когда Веста уже не была настолько теплой и пластичной, чтобы вернуться к равновесной сфероидальной форме.
На Весте обнаружены и другие крупные кратеры, размерами до 150 км и глубиной до 7 км.
Возможно, астероиды семейства Весты класса V представляют собой обломки, разлетевшиеся после столкновения, породившего кратер Реасильвия. Их размеры <10 км в диаметре; на 2005 г. их насчитывалось 6051. По оценкам, в результате этого и других ударов ~1% объёма астероида было выброшено в пространство. С веществом из Весты связывают и метеориты класса HED (Howardite, Eucrite, Diogenite – говардит, эвкрит, диогенит). Метеоритов класса HED ~1200; это ~6% от всех обнаруженных на Земле метеоритов.
На экваторе астероида имеется система борозд-желобов; она тоже говорит о катастрофических столкновениях с небесными телами. Возможно, они образовались при ударе, породившем кратер Реасильвию. Самый длинный из них – Дивалия, он имеет длину 465 км и глубину 5 км.
На поверхности заметно выделяются тёмные и светлые области. Материал тёмных, вероятно, составляет, в основном, углеродистый хондрит, отложившийся в результате ударов метеоритов, а светлых – первоначальную базальтовую почву Весты. Присутствуют гидратированные материалы, многие из которых связаны с областями темного материала. Большая часть поверхности состоит из говардита, эвкрита и диогенита. Диогенитом богат район Реасильвии.
На поверхности Весты имеется вода – в виде льда или в связанном с минералами состоянии. Однако, в отличии от Цереры, лёд с поверхности Весты не испаряется.
Веста состоит,предположительно, из металлического железо-никелевого ядра диаметром 214 - 226 км, лежащей выше него скалистой оливиновой мантии, и поверхностной коры. Толщина коры оценивается в 10 км, исходя из размеров астероидов V-типа (полагаемых частями коры Весты, выброшенными во время крупных столкновений), а также оценки глубины кратера Реасильвия. В её состав входят, предположительно: 1) литифицированный реголит, источник говардитов и эвкритов; 2) базальтовая лава, источник некумулятивных эвкритов; 3) породы богатые пироксеном и плагиклазом, источник кумулятивных эвкритов; 4) породы, богатые ортопироксеном с крупными зёрнами, источник диогенитов.
Астероид V-типа Коллаа имеет состав, близкий к кумулятивным эвкритовым метеоритам, что говорит о его происхождении из глубин коры Весты.
В начале своего формирования Веста имела железное ядро и каменную мантию, которые частично оплавились под действием внутреннего тепла, выделяемого при распаде радиоактивных элементов. Породы мантии и коры остывали и кристаллизовались, что в конечном итоге привело к большому разнообразию минералов, составляющих Весту. Об этом свидетельствуют метеориты и малые астероиды класса V, родоначальницей которых является Веста.
Паллада
Паллада – третий по размеру, после Цереры и Весты объект главного пояса астероидов. Её средний диаметр 512 км, несколько уступает Весте, как и масса – 2,11*1020 кг. Она довольно тусклая, альбедо 0,15.
Паллада движется по орбите с большим эксцентриситетом (0,23), из-за чего её расстояние до Солнца сильно колеблется, от 2,1 а.е. до 3,4 а.е. Период вращения вокруг Солнца составляет 4,6 г. Наклон орбиты Паллады к плоскости эклиптики 34°. Высокий уровень наклона к эклиптике затрудняет её исследование космическими зондами.
Период вращения Паллады вокруг своей оси 7,8 ч. Астероид имеет довольно большой наклон оси вращения к перпендикуляру к плоскости орбиты, 84°; у трёх других крупнейших астероидов этот угол не превышает 10°. Сходный высокий наклон оси вращения имеет Уран (97°; он вращается почти "на боку").
В южном полушарии на Палладе обнаружены кратеры. К 2020 г. выявлено 36 кратеров, 34 из которых имеют диаметр >40 км. Кратерам даны названия в честь разных древних видов оружия (Афина Паллада в греческой мифологии – богиня войны).
Паллада принадлежит к спектральному классу В, богатому углеродом, сходному с классом С, к которому принадлежит Церера.
Спектроскопические исследования показали, что основными составляющими поверхности являются безводные силикаты, гидратированные глинистые минералы, органические полимеры, магнетиты и сульфиды.
Юнона
Средний диаметр Юноны 254 км; её масса 2,82*1019 кг. Она умеренно тусклая, альбедо 0,23.
Юнона движется по орбите с большим эксцентриситетом (0,25), из-за чего её расстояние до Солнца сильно колеблется, от 1,98 а.е. до 3,35 а.е. Период вращения вокруг Солнца равен 4,36 г.
Наклон орбиты Юноны к плоскости эклиптики 12,9°.
Период вращения Юноны вокруг своей оси 7,2 ч. Наклон оси вращения к перпендикуляру к плоскости орбиты ~50°.
Средняя температура оценивается как −110°; в перигелии было отмечено +28°С.
Наблюдения в инфракрасном диапазоне выявили на Юноне кратер диаметром ~100 км.
Юнона принадлежит к спектральному классу S каменистых (силикатных) астероидов.
Семейства главного пояса астероидов
В главном поясе выделяются семейства – группы астероидов, имеющих близкие орбиты, а также, в большинстве, сходные физические и химические характеристики.
Обнаружить семейства можно, нарисовав двумерный график, где для каждого астероида по оси X обозначено наклонение его орбиты, а по оси Y – эксцентриситет/ большая полуось. Тогда концентрации точек, т.е. астероидов, в определённых областях, и будут представлять семейства. Сейчас выделено ~30 семейств и несколько десятков более мелких групп астероидов, которые отнесены к семействами лишь предположительно. Большие семейства содержат сотни крупных астероидов и тысячи малых. Небольшие семейства могут содержать около десятка более-менее крупных астероидов.
Границы параметров семейств довольно расплывчаты. Поэтому численность даже хорошо изученных семейств астероидов определена лишь приблизительно, а принадлежность к семейству находящихся рядом с ним астероидов нередко проблематична.
Почти 1/3 астероидов главного пояса входят в состав тех или иных семейств.
У некоторых семейств отдельные участники, из-за слишком больших, или слишком малых радиусов орбит, или значительного наклона орбит к эклиптике выходят за пределы главного пояса; таковы, напр., семейства Паллады, Венгрии, Фокеи.
Большинство семейства являются, вероятно, фрагментами столкнувшихся и разрушившихся крупных астероидов. При столкновении родительские астероиды часто совсем разрушаются, но существуют и семейства, в которых родительский астероид остался цел. Если столкнувшийся с астероидом объект был не очень крупным, он мог выбить из астероида, не разрушая его самого, многочисленные мелкие фрагменты , которые потом и составили семейство. Таковы семейств Весты, Гигеи, Массалии. В них есть крупное центральное тело и множество мелких астероидов, выбитых из его поверхности. Некоторые семейства, напр., семейство Флоры, имеют сложную внутреннюю структуру, обусловленную, вероятно, тем, что происходили, в разные времена, не одно, а несколько крупных столкновений.
Те семейства, которые образовались из одного родительского тела, обычно имеют одинаковый состав – кроме семейств, возникших из крупных астероидов, где уже произошла дифференциация недр; таково, напр., семейство Весты.
Астероидные семейства живут, по оценкам, порядка 1 млрд. лет. Это в несколько раз меньше возраста Солнечной системы, т.о. раньше таких семейств было гораздо больше, а существующие, представляют собой, по сути, реликты ранней Солнечной системы. Есть две основные причины распада семейств: 1) постепенное рассеивание их участников из-за действия а) притяжения Юпитера; б) эффекта Ярковского; 2) столкновения астероидов между собой и дробление их на более мелкие фрагменты.
Возраст различных семейств оценивается от нескольких миллионов (семейство Карины) до несколько миллиардов лет. В старых семействах, видимо, очень мало небольших астероидов. Отсутствие таковых является главным критерием определения возраста астероидных семейств. Самые старые семейства, видимо, потеряли почти все свои мелкие и средние астероиды, и состоят лишь из крупных астероидов. Вероятные примеры: семейства астероидов Метида, Амальтея.
Одно из доказательств большой распространённости семейств в прошлом дал анализ состава железных метеоритов. Из него было выведено, что некогда существовали 50 - 100 крупных астероидов, в которых произошла дифференциация недр и которые, после разрушения, стали источниками таких метеоритов.
Семейства
Семейства обычно называются по имени самого крупного астероида в нём.
Веста. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 2,26 - 2,48 а.е.; е (эксцентриситет) = 0,035 - 0,162; i (наклон орбиты) = 5,6 - 7,9о;
число астероидов 6051 (на 2005 г.); это ~6% от всех астероидов главного пояса.
Основная масса астероидов этого семейства сосредоточена в астероиде Веста (средний диаметр 530 км). Остальные астероиды в диаметре не превышают 10 км. Самые яркие из них – Коллаа и Пекин – имеют в диаметре, по оценкам, 7,5 км.
Семейство образовалось, вероятно, в результате столкновения Весты с крупным астероидом, который выбил из неё много обломков, ставшими самостоятельными астероидами семейства, и оставил огромный кратер Реасильвия. HED-метеориты, находимые на Земле, также относят к продуктам этого столкновения.
В семейство входят несколько астероидов класса J; они считаются выброшенным из более глубоких слоёв Весты, в отличие от астероидов класса V. Спектроскопический анализ показал, что некоторые астероиды, входящие в это семейство, не являются обломками, выброшенными из Весты. Они имеют схожие с семейством параметры орбит, но не относятся к астероидам класса V или J.
Флора. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 2,17 - 2,33 а.е.; е (эксцентриситет) = 0,109 - 0,168; i (наклон орбиты) = 2,4 - 6,9о;
число астероидов 4000 - 5000; это ~5% от всех астероидов главного пояса.
Силикатные астероиды светлого спектрального класса S во внутренней части главного пояса.
Флора имеет диаметр 140 км; содержит в себе 80% массы семейства. Второй по размеру член семейства – Ариадна; содержит в себе 9%. Остальные астероиды не превышают в диаметре 30 км.
Группа астероидов Ариадны, расположенная на периферии этого семейства, долго считалась самостоятельным семейством, однако, после уточнения спектральных данных, она была признана частью семейства Флоры.
Астероиды наиболее сконцентрированы в центре семейства. Однако самые крупные из них (Флора и Ариадна) находятся на его окраине. Причина такого распределения неясна.
Семейство образовалось, вероятно, в результате столкновения Флоры с крупным астероидом, который выбил из её поверхности огромное количество обломков. При этом исходное тело, скорее всего, было полностью разрушено.
Астероидов семейства Флоры считают вероятными источниками хондритов L типа, которые составляют ~38% всех найденных на Земле метеоритов. Это предположение обосновано тем, что спектральные характеристики астероидов Флоры и найденных метеоритов близки друг к другу.
Возможно, именно это семейство – источник метеорита, упавшего на Землю 65 млн. лет назад и ставшего причиной массового вымирания, во время которого с лица Земли исчезли практически все крупные животные, в т.ч. динозавры.
Семейство Флоры образовалось ~200 млн. лет назад; по астрономическим меркам оно очень молодое. Такой вывод сделан по результатам исследований плотности кратеров на поверхности астероида Гаспра из этого семейства, переданных зондом "Галилео".
В родительском теле семейства Флоры до его разрушения началась дифференциация недр, что следует из высокой концентрации оливина на поверхности астероида Гаспра.
Эвномия. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 2,53 - 2,73 а.е.; е (эксцентриситет) = 0,12 - 0,18; i (наклон орбиты) = 11,6 - 14,8о;
число астероидов = 4649; это ~5% от всех астероидов главного пояса.
Силикатные астероиды спектрального класса S. Движутся в центральной части главного пояса в области, ограниченной орбитальными резонансами с Юпитером 3:1 и 8:3; имеют относительно высокий наклон орбит.
Поверхности, в основном, каменные; включают в себя различные силикаты, а также металлы никель, железо. Светлые; обладают довольно высоким альбедо.
Эвномия является самым крупным представителем своего семейства. В нём сосредоточено ~ 70-75 % массы семейства. Она также является самым крупным каменным астероидом класса S среди всех астероидов главного пояса; имеет сильно вытянутую форму со средним диаметром 250 км и размерами большой полуоси 300 км. Эвномия находится близ центра масс семейства. Другие его участники относительно равномерно распределены вокруг Эвномии.
Второй по величине астероид Тихея имеет 65 км в диаметре; впрочем его принадлежность к семейству спорна.
Так как астероиды семейства имеют одинаковый спектральный класс, то они образовались, видимо, в результате разрушения родительского тела. Однако спектральные данные показывают, что у членов семейства есть и различия в химическом составе. Вероятно, родительской астероид был достаточно велик, чтобы в нём произошла частичная дифференциация недр.
Выявлено несколько астероидов, которые имеют параметры орбит, сходные с параметрами орбит семейства, но, из-за несоответствия спектральных характеристик, не могут быть к нему отнесены: Ио, Люмен, Геродиада, Гунлёд, Сиберия, Кимбрия.
Небольшие астероиды из-за влияния гравитации Юпитера и эффекта Ярковского с течением времени покидают семейство. Так как в семействе Эвномии довольно много малых астероидов, то оно сформировалось сравнительно недавно.
Эос. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 2,99 - 3,03 а.е.; е (эксцентриситет) = 0,01 - 0,13; i (наклон орбиты) = 8 - 12о;
число астероидов 4400.
Принадлежат спектральному классу S. Внутренняя и внешняя границы семейства (2,99 и 3,03 а.е.) соответствуют орбитальным резонансам с Юпитером (7:3 и 9:4).
Большинство астероидов находятся вблизи внешней границы семейства.
Изучение Эос и других астероидов семейства в инфракрасном спектре показали определённые различия в их составе. В итоге некоторые астероиды семейства были отнесены к классу K.
Периоды вращения некоторых астероидов сильно отличаются друг от друга; это результат их взаимных столкновений.
Из распределения астероидов по размеру можно вывести, что возраст семейства <1-2 млрд. лет. Из распределения скоростей вращения астероидов семейства, полагая, что они первоначально сохраняли некоторую "память" о скорости вращения родительского тела, которая должна была бы составлять 1-3 суток, можно получить оценку возраста данного семейства в ~1,1 млрд лет.
Возможная модель порождения семейства: в астероид диаметром 240 км врезался, двигаясь в плоскости эклиптики, астероид массой 1/10 его массы. Не все фрагменты родительского астероида остались в семействе; по исследованиям спектров некоторых из них встречаются на резонансной с Юпитером орбите 9:4.
Гигея. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 3,06 - 3,22 а.е.; е (эксцентриситет) = 0,11 - 0,16; i (наклон орбиты) = 4,2 - 5,8о;
число астероидов 1043; это ~1% всех астероидов главного пояса.
Тёмные (низкое альбедо) углеродные астероиды спектральных классов B и C.
Самый крупный – углеродный астероид Гигея, ~400 км в диаметре; в нём сосредоточено 94-98% массы всего семейства. Другие астероиды этого семейства значительно уступают ему в размерах; напр., крупнейшие из них, Бадения и Фредерика, имеют диаметры чуть более 70 км; все остальные астероиды не превышают 30 км. Семейство содержит много астероидов редкого спектрального класса B, крупнейшим из которых является Фредерика.
Выявлено немало астероидов, движущихся по орбитам с параметрами, близкими к параметрам орбит астероидов семейства, но не входящих в него (это определено по спектрам), в т.ч. Геката, Гекуба, Тата, Пумма, Giomus.
Крупный астероид Европа, размером >300 км, имеющий орбиту примерно в той же области, когда-то рассматривался как возможный член семейства, но последующие исследования показали ошибочность этого предположения.
Семейство образовалось, видимо, из-за столкновения Гигеи с крупным астероидом; из неё было выбито множество мелких фрагментов. Большие размеры (70 км) астероидов Бадения и Фредерика противоречат данному предположению; напр., в семействе Весты, образовавшемуся по такому же сценарию, нет ни одного астероида, кроме самой Весты, с диаметром >10 км.
Семейство Гигеи образовалось, вероятно, довольно давно.
Фемида. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 3,08 - 3,24 а.е.; е (эксцентриситет) = 0,09 - 0,22; i (наклон орбиты) = 0 - 3о;
число астероидов 535.
Тёмные углеродные астероиды класса C; по составу аналогичны хондритным метеоритам.
Семейство расположено во внешней части главного пояса.
Одно из самых густонаселённых семейств. В центре находятся наиболее крупные астероиды; на окраине – поменьше. Фемида находится в центральной части.
Одно из старейших семейств.
Венгрия. Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства:
а = 1,78 - 2,00 а.е.; е (эксцентриситет) < 0,18; i (наклон орбиты) = 16 - 34о;
несколько участников.
Большинство членов семейства принадлежит к светлым астероидам спектрального класса E; имеют высокое альбедо, ~0,3. Они находятся в области самой плотной концентрации астероидов вблизи внутренней части главного пояса.
Все астероиды семейства очень маленькие; напр., самый крупный из них, Венгрия, имеет лишь 20 км в диаметре.
Троянцы
Две группы астероидов, движущихся почти по орбите Юпитера, в точках Лагранжа – на равном расстоянии от него и от Солнца. Одна из групп опережает Юпитер на ~60o орбитальной дуги, другая – отстаёт от него на ~60o. Обе группы имеют гравитационный резонанс (соотношение периодов обращения вокруг Солнца) с Юпитером 1:1. Эти астероиды в движении сохраняют конфигурацию относительно Солнца и Юпитера, и лишь совершают колебания (либрации) близ соответствующих точек.
Обе группы (как и аналогичные скопления малых небесных тел в точках Лагранжа у других планет) называются троянскими астероидами. Для Юпитера та из групп, которая опережает его движение на орбите, называется греками, вторая – троянцами. Им дают имена героев Троянской войны: греки – Одиссей, Аякс, Ахилл и др.; троянцы – Приам, Эней, Патрокл, Троил и др.
На орбите Юпитера открыто 7681 таких астероидов (февраль 2020 г.).
Троянцы обладают очень низкими альбедо и необычными спектрами.
Семейство Хильды
Семейство Хильды лежит между Марсом и Юпитером, но вне главного пояса астероидов. Его участники не являются фрагментами "родительского" тела, как у большинства других астероидных семейств, а представляют собой просто группу астероидов, которая движется в резонансе 3:2 с Юпитером (за 2 оборота Юпитера вокруг Солнца, они совершают 3 оборота).
Диапазоны орбитальных элементов астероидов семейства: а = 3,7 - 4,2 а.е.; е (эксцентриситет) > 0,07; i (наклон орбиты) = < 20о;
число астероидов 1100.
Семейство распределено по орбите неравномерно и представляют собой треугольник с тремя локальными концентрациями астероидов в вершинах, относящихся к точкам Лагранжа L4, L5, L3 системы Юпитер-Солнце. Движутся астероиды семейства так, что в точках L3, L4, L5, находятся их афелии. Часть астероидов распределена в промежутках между основными концентрациями и все они последовательно проходит через три точки Лагранжа; при этом плотность астероидов в вершинах треугольника в любое время в два раза выше, чем на сторонах. Т.о. астероиды семейства составляют "динамический" треугольник с повышенными концентрациями в вершинах; иногда он называется треугольником Хильды. В отличие от троянских астероидов они не привязаны жёстко к точкам Лагранжа для Юпитера, а постоянно изменяют своё положение относительно них. Ширина астероидного семейства на сторонах треугольника ~1 а.е.
Треугольник Хильды почти равносторонний, но из-за вытянутости орбиты Юпитера сторона между L4 и L5 несколько отличается от двух других.
Когда Юпитер находится в афелии, средняя скорость астероидов, находящихся поблизости от него, несколько меньше, чем у астероидов, расположенных в других частях орбиты, когда Юпитер в перигелии – картина обратная.
В серединах сторон треугольника астероиды Хильды почти вплотную приближаются к астероидам внешней части главного пояса, а в вершинах треугольника, соответствующих точкам L4 и L5, приближаются к троянским астероидами Юпитера и даже пересекают их орбиты. Наклоны орбит троянских астероидов почти в 2 раза больше наклонов объектов семейства Хильды, поэтому лишь у 1/4 троянцев их орбиты пересекаются с орбитами астероидов семейства Хильды.
Плотность астероидов в области пересечения орбит Хильды и астероидов внешней части главного пояса в целом выше, чем при пересечении троянской области. Разброс скоростей между астероидами Хильды и астероидами внешней части главного пояса значительно меньше, чем при пересечении астероидами Хильды троянской области. В местах пересечения орбит астероидов семейства Хильды и троянских наиболее заметен разброс скоростей между этими группами.
Из-за эксцентриситета скорость астероидов семейства варьируется с изменением расстояния до Солнца, в результате они могут разбиваться на отдельные небольшие группы.
Основная часть астероидов относится к спектральным классам D и P. Есть тёмные углеродные астероиды класса C. Классы D и P являются одними из самых распространённых среди астероидов внешней части главного пояса и троянских астероидов Юпитера. К ним относятся и многие ядра комет, что указывает на общий минералогический состав поверхности как комет, так и астероидов внешней части пояса; астероидов семейства Хильды в частности. Это, в свою очередь, означает, что они могут иметь общее происхождение.
Кентавры
Небольшие тела, которые обращаются вокруг Солнца, находясь между орбитами Юпитера и Нептуна, при этом пересекая орбиты одной или нескольких планет-гигантов.
Из-за таких пересечений имеют нестабильные, порой сильно вытянутые орбиты.
Объектам этой группы даются имена кентавров; т.к. первым был открыт Хирон.
Первый кентавр Идальго обнаружен в 1920 г. Несмотря на свою необычную орбиту, он не был выделен в отдельную группу объектов до 1977 г., когда американский астроном Чарльз Коваль (1940 - 2011 гг.) открыл астероид Хирон со сходными характеристиками орбиты. Орбита Хирона лежит, в основном, за Сатурном, с перигелием 8,5 а.е. (немного заходя внутрь орбиты Юпитера) и афелием 18,87 а.е (слегка не доходя до орбиты Урана). Полный оборот вокруг Солнца астероид делает за 50,63 г. Диаметр ~180 - 200 км.
 |
Крупнейший кентавр – астероид Харикло, диаметром 260 км. Его орбита находится между орбитами Сатурна и Урана; среднее расстояние от Солнца составляет 15,74 а.е. Полный оборот вокруг Солнца он делает за 62,4 г., обращаясь в резонансе 4:3 с Ураном. У него есть система колец, уникальное явление для астероида.
Спутник Сатурна Феба может являться бывшим кентавром, захваченным этой планетой.
 |
На 2018 г. открыто >400 кентавров. По оценкам, в Солнечной системе ~44 000 кентавров с диаметром >1 км.
Из-за долгосрочной нестабильности орбит в этой области, даже такие объекты как 2000 GM137 и 2001 ХZ255, которые в настоящее время не пересекают орбиту ни одной планеты, относятся к этой группе, т.к. возмущения от планет-гигантов всё равно приведут к тому, что эти объекты начнут пересекать их орбиты.
По цвету кентавры разделяются на два класса: красноватые, напр., Фол, и сине-серые, напр., Хирон. Существует ряд теорий, объясняющих эту разницу в цвете; их все можно разделить на две группы: цветовое различие 1) вытекает из разницы в происхождении и/ или составе кентавров; 2) отражает разный уровень выветривания от радиации и/ или кометную активность.
Спектральные исследования показали у ряда кентавров в составе поверхности следы водяного льда (напр., у кентавров Хирон, Харикло, Фол). У Хирона во время низкой кометной активности были зафиксированы следы водяного льда, во время высокой – они исчезали.
Помимо водяного льда в составе этих тел были обнаружен ряд соединений: у Харикло – смесь толинов с аморфным углеродом; у Фола – смесь толинов, сажи, оливина, метанолового льда; у Окирои – смесь керогена с оливином и водяным льдом; у Асбола – смесь толинов и аморфного углерода. На Эхекле и Хироне в очень небольшом количестве был обнаружен угарный газ.
Спектр Хирона оказался сходен со спектрам астероидов класса C, что означает вероятность наличия в составе его поверхности тёмного каменистого материала.
По своим физическим характеристикам кентавры представляют собой переходный класс от астероидов к кометам. Их поверхность богата летучими веществами; при достаточном сближении с Солнцем любой кентавр начал бы проявлять кометную активность. У трёх кентавров вблизи перигелия замечено появление хвоста: Хирон, Эхекл, 166P/NEAT; ещё два объекта – Окироя и 2012 CG – подозреваются в подобной активности. Наблюдения Хирона в 1988 и 1989 гг. вблизи его перигелия показали наличие кометной активности у этого тела в виде облаков газа и пыли, испаряющихся с его поверхности. Сейчас он классифицирован и как астероид и как комета, хотя по размеру он куда больше, чем комета. Астероид 166P/NEAT был обнаружен именно во время проявления кометной активности; первоначально он был идентифицирован как комета и лишь затем, в ходе расчёта его орбиты было обнаружено, что она соответствует орбитам кентавров. Эхекл в момент обнаружения хвоста не имел и стал похож на комету лишь спустя какое то время. Несмотря на значительно большие, чем у комет, размеры, суммарная кометная активность у Эхекла и Хирона много ниже, чем у кометы 29P/Швассмана-Вахмана, которую некоторые также часто относят к кентаврам.
Орбиты кентавров и комет похожи. Так, кометы 38P/ Стефан-Отерма и 29P/ Швассман-Вахман движутся по типичным орбитам кентавров. Комета 78P/ Герельса в результате влияния планет-гигантов к 2200 г. мигрирует за орбиту Юпитера и перестанет проявлять кометную активность, превратившись тем самым в типичного кентавра.
Кентавры могли приходить из пояса Койпера, будучи увлекаемы тяготением планет-гигантов. Источником некоторых кентавров могла быть и внутренняя часть рассеянного диска; впрочем её цвета не вписываются в двухцветную гамму кентавров. Похожую цветовую гамму имеют плутино – тела, находящиеся в орбитальном резонансе с Нептуном.
Пояс Койпера (Эджворта-Койпера)
Область Солнечной системы за орбитой Нептуна (30 а.е. от Солнца) до ~55 а.е. от Солнца. В ней ныне обнаружено >1000 малых тел. Считается, что в поясе Койпера имеется несколько тысяч тел диаметром более 1000 км, >70 тыс. с диаметром >100 км и >450 тыс. тел диаметром >50 км.
Пояс Койпера похож на пояс астероидов, но он в 20 раз шире и в 20 - 200 раз массивнее его.
Объекты пояса Койпера делят на две группы: кьюбивано и резонансы.
Кьюбивано имеют приблизительно круговые орбиты, небольшие наклонения, не находятся в резонансе с движением Нептуна. Напр. кьюбивано Квавар имеет почти круговую орбиту, близкую к плоскости эклиптики. На 2004 г. известно 524 таких объекта. Название кьюбивано дано по их первому представителю, 1992 QB1 (нынешнее название – Альбион).
Резонансы движутся по орбитам, периоды которых находятся в отношениях 1:2, 2:3, 2:5, 3:4, 3:5, 4:5, 4:7 с периодом Нептуна. Их орбиты имеют больший эксцентриситет, чем у кьюбивано; в перигелии некоторые оказываются ближе к Солнцу, чем Нептун. Известны 91 ТНО с большой полуосью за орбитой Нептуна, но с перигелием ближе орбиты Урана. Объекты с резонансом 2:3 называются плутино, по имени карликовой планеты. На 2005 г. известно ~150 плутино и 22 других резонансных объекта. Общее число плутино диаметром >100 км оценивают >30 тыс.
Орбиты объектов пояса Койпера стабильны.
 |
Самый крупный из известных объектов пояса Койпера – Плутон; ныне переклассифицирован как карликовая планета. У него есть спутник Харон.
 |
 |
 |
| Плутон. Поверхность Плутона; видна атмосферная дымка. Харон. (Фото зонда New Horizons). |
Известны 4 карликовые планеты, обращающиеся за орбитой Нептуна: Плутон, Хаумеа, Макемаке, Эрида; их называют плутоидами.
Полагают, что некоторые спутники планет, в т.ч. спутник Нептуна Тритон и спутник Сатурна Феба, были ранее в поясе Койпера, а позже их захватили планеты-гиганты. Возможно, кентавры тоже появились из пояса Койпера.
Объекты пояса Койпера состоят, в основном, из летучих веществ: метан, аммиак, вода, ...; с малыми примесями органики, т.о. они близки к кометному веществу; в отличие от объектов пояса астероидов, которые состоят, в основном, из горных пород и металлов,
Плутон по составу сходен с другими объектами пояса.
Происхождение
Предполагается, что ~4,5 млрд. лет назад, когда Нептун мигрировал ко внешним границам Солнечной системы, он оставил за собой семейство объектов со стабильными орбитами – это и образовался пояс Койпера.
Рассеянный диск
Объекты рассеянного диска (SDO) – малые тела за Нептуном, с перигелием >35 а.е. (одна из определяющих характеристик); обычно имеют средний и высокий эксцентриситет; большое наклонение орбиты.
Внутренняя область рассеянного диска частично пересекается с поясом Койпера; внешняя граница находится гораздо дальше от Солнца, и гораздо выше и ниже плоскости эклиптики. Его объекты, такие, как Эрида, уходят по орбитам до 100 а.е. от Солнца.
Если пояс Койпера – относительно круглый и плоский, с объектами располагающимися на участке 30 - 44 а.е., находящимися на круговых орбитах (кьюбивано) или слегка эллиптических резонансных орбитах (напр., 2:3 – плутино), то рассеянный диск, в сравнении с ним, гораздо более размытый. Объекты рассеянного диска, напр., Эрида, могут путешествовать "по вертикали" почти на такие же расстояния, как и "по горизонтали".
Объекты рассеянного диска состоят, в основном, изо льда.
Т.к. перигелий >35 а.е. то они не испытывают прямого влияния Нептуна.
Источник комет с коротким периодом
Кометы короткого периода (<200 лет) происходят из пояса Койпера или рассеянного диска, двух связанных плоских дисков ледяного материала, начинающихся в районе орбиты Плутона ~38 а.е. и совместно простирающихся вплоть до 100 а.е. от Солнца. Орбиты объектов пояса Койпера относительно устойчивы, поэтому оттуда происходят лишь немногие кометы. Орбиты объектов рассеянного диска более неустойчивы, и из него приходит гораздо больше комет. Они сначала переходят из рассеянного диска в сферу внешних планет, становясь кентаврами. Затем кентавры переходят на внутренние орбиты и становятся кометами с коротким периодом.
Есть два основных семейства кометам с коротким периодом: семейство Юпитера (с большими полуосями <5 а.е.) и семейство Нептуна, или галлеевское семейство (название дано из-за сходства их орбит с орбитой кометы Галлея). Кометы семейства Нептуна, хотя и имеют короткий период, но их первичная область происхождения – облако Оорта, а не рассеянный диск. Предполагают, основываясь на их орбитах, что они были кометами с долгим периодом, а затем притяжение планет-гигантов захватило их и перенаправило во внутреннюю область Солнечной системы. Этот процесс, возможно, также повлиял на орбиты части комет семейства Юпитера, хотя большинство этих комет, как полагают, пришли из рассеянного диска.
Происхождение
Возможно, рассеянный диск возник ~4,5 млрд. лет назад, когда Нептун мигрировал к внешним границам Солнечной системы. При этом он оставил за собой группу объектов со стабильными орбитами (пояс Койпера), и группу объектов, перигелии которых достаточно близки к Солнцу, чтобы Нептун мог возмущать их орбиты (рассеянный диск). Вариант: объекты рассеянного диска пришли из пояса Койпера под влиянием гравитационного воздействия планет-гигантов, главным образом, Нептуна, приобретя большие эксцентриситеты и наклоны орбит. Существует мнение, что кентавры – это тоже объекты из пояса Койпера, только "переведённые" не наружу, а внутрь. Поэтому некоторые называют "рассеянными объектами пояса Койпера" оба эти типа небесных тел – кентавров и тел рассеянного диска.
Расширенный рассеянный диск
Некоторые исключают из объектов рассеянного диска те транснептуновые объекты, которые не испытывают заметного притяжения Нептуна; такие объекты, называемые "обособленными SDO" (DDO), имеют орбиты, которые не могли сформироваться под влиянием Нептуна.; они образуют расширенный рассеянный диск (E-SDO). Таковы напр. объекты (148209) 2000 CR105, 2004 VN112 с перигелием, слишком далёким от Нептуна, чтобы он мог оказывать на них влияние. ТНО 90377 Седна отнесён к SDO; но её первооткрыватель, американский астроном Майкл Браун, считает, что её следует отнести ко внутренней части облака Оорта, а не к рассеянному диску, т.к. величина её перигелия в 76 а.е. слишком велика, чтобы этот объект испытывал заметное притяжение от внешних планет; т.о. он определяет внешнюю границу рассеянного диска между Седной и более традиционными SDO, подобными Эриде. ТНО (148209) 2000 CR105 также может быть объектом внутренней части облака Оорта или, вероятнее, переходным объектом между рассеянным диском и внутренней частью облака Оорта. Предложен ряд объяснений происхождения DDO, в т.ч. близкий проход удалённого объекта размера планеты, или другой звезды.
Облако Оорта
Гипотетическая сферическая область Солнечной системы, являющаяся источником комет с долгим периодом. Инструментами существование облака Оорта не подтверждено, однако многие косвенные факты указывают на его существование.
Внешние границы облака Оорта составляют, предположительно, 50 - 100 тыс. а.е. от Солнца; т.е. ~1 св. год. Это ~1/4 расстояния от Солнца до Проксимы Центавра, ближайшей звезды. Пояс Койпера и рассеянный диск, две другие известные области ТНО, по диаметру в ~1000 раз меньше облака Оорта.
Облако состоит, предположительно, из двух областей: внутреннего тороидального диска (от 2-5 до 20 тыс. а.е.) – облака Хиллса, и внешнего сферического (от 20 до 50/ 100/ 200 тыс. а.е.).
Во внешнем облаке содержится, предположительно, несколько триллионов мелких тел (ядер комет), размерами >1,3 км, со средним расстоянием между ними несколько десятков миллионов км. Его полная масса не реконструирована, но, считая комету Галлея образцом комет внешнего облака, возможная общая масса ~3*1025 кг, или в ~5 раз > массы Земли. Ранее считалось, что облако более массивное (до 380 земных масс), но новые данные о размерах комет долгого периода дали более низкие оценки.
Масса внутреннего облака Оорта в настоящее время не реконструирована.
Есть гипотеза о существовании на внутренней границе облака Оорта (30 тыс. а.е.) планеты-газового гиганта Тюхе и, возможно, каких-либо других, а за его внешними границами – звезды-спутника Солнца Немезиды.
Источник комет (гипотезы)
Внешнее сферическое облако считается источником комет с долгим периодом, и, возможно, комет семейства Нептуна. К его объектам относят комету Галлея.
Облако Оорта считается также источником многих кентавров и комет семейства Юпитера. Кометы короткого периода, судя по из их орбитам, тоже могут иметь своим источником облако Оорта, а не только рассеянный диск.
Исследования комет долгого периода (т.е. из облака Оорта) показали, что они распространены в области внешних планет в несколько раз больше, чем в области внутренних планет. Это могло произойти из-за притяжения Юпитера, который захватывает поступающие кометы в ловушку, как это было в 1994 г. с кометой Шумейкеров-Леви 9.
Внешняя часть облака близка к гравитационной границе Солнечной системы, и там может сказываться действие сил тяготения проходящих мимо звёзд и даже всей Галактики. Эти силы иногда отклоняют кометы в сторону Солнечной системы.
Объекты
Кроме комет, объектами облака Оорта считаются несколько известных объектов: Седна, 2000 CR105, 2006 SQ372, 2008 KV42, 2012 VP113, C/2014 UN271.
Некоторые причисляют Седну и 2000 CR105 к расширенному рассеянному диску (DDO), а не к внутреннему облаку Оорта. Физические и химические свойства объектов
Исследования комет показали, что подавляющее большинство объектов облака состоят из льдов, образованных водой, метаном, этаном, аммиаком, угарным газом, циановодородом. Объект 1996 PW, астероид с орбитой, более типичной для комет с долгим периодом, показал, что в облаке Оорта могут быть и скалистые объекты.
Происхождение
Облако Оорта, предположительно, есть остаток протопланетного диска, сформировавшегося вокруг Солнца ~4,6 млрд. лет назад. Его объекты вначале формировались в том же процессе, что и планеты и астероиды, и вначале были намного ближе к Солнцу, но гравитационное воздействие со стороны молодых планет-гигантов, отбросило их на очень вытянутые орбиты. Моделирование эволюции облака от начала возникновения Солнечной системы до текущего времени показало, что его масса достигла максимума через 0,8 млрд. лет после формирования; далее скорость истощения облака начала обгонять скорость пополнения.
Гравитационное взаимодействие с соседними звёздами и галактические приливные силы изменили кометные орбиты. Это, возможно, объясняет почти сферическую форму внешнего облака Оорта. Облако Хиллса в итоге тоже должно приобрести сферическую форму.
Анализ соотношения изотопов углерода и азота в кометах как облака Оорта, так и семейства Юпитера показал лишь небольшие различия. Из этого можно сделать вывод, что объекты этих областей произошли из исходного протопланетного облака. Вывод подтвердили оценки размеров частиц в кометах облака Оорта и в комете Темпеля 1 из семейства Юпитера, на которую зонд Deep Impact ("Проникающий удар") в 2005 г.сбросил ударный зонд.
Исследования спектра межзвёздной кометы C/2019 Q4 (Борисова) показали, что кометы в других планетных системах могут образовываться в результате аналогичных процессов.
Гипотеза о формировании облака Оорта совместима с гипотезой, что Солнечная система формировалась как часть звёздного скопления в 200-400 звёзд. Эти ранние ближайшие звёзды, могли участвовать в формировании облака Оорта, вызывая возмущения формирующихся малых тел.
История изучения
Открытия астероидов
Правило Тициуса-Боде и открытие Урана
Немецкий астроном, физик и биолог Иоганн Даниэль Тиц (латинизированное Тициус) (1729- 96 гг.), профессор в Виттенберге, нашёл простую закономерность в величинах радиусов орбит всех известных тогда планет. Именно, большие полуоси орбит планет от Меркурия до Сатурна, представленные в астрономических единицах, выражаются (приблизительно), в современных обозначениях, формулой R(1) = 0,4; R(n) = 0,4 + 0,3*2n-2 при n>1:
0,4 (Меркурий), 0,7 (Венера), 1 (Земля), 1,6 (Марс), 2,8 (нет), 5,2 (Юпитер), 10 (Сатурн)
Эту закономерность Тициус привёл в добавлении к сделанному им немецкому переводу книги швейцарского натуралиста Ш. Бонне "Созерцание природы", изданному в 1766 г. Она получила известность благодаря изданной в 1772 г. книге "Руководство по познанию звездного неба" (Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels) Иоганна Элерта Боде (1729- 96 гг.), который заново привёл её там, поэтому её часто называют законом Тициуса-Боде.
На расстоянии 2,8 а.е. от Солнца, между орбитами Марса и Юпитера, планета, полагавшаяся там по этому закону, отсутствовала, и было бы естественно предположить, что она там есть, но ещё не обнаружена.
В марте 1781 г. Уильям Гершель (1738 - 1822 гг.), в то время музыкант и астроном-любитель, заметил в созвездии Тельца размытое зеленоватое пятнышко, не указанное в звёздных каталогах и принял его вначале за комету. При дальнейших исследованиях оно оказалось неизвестной ранее далёкой, лежащей за орбитой Сатурна, планетой. После дискуссий ей было присвоено название Уран. Новая планета сразу привлекла внимание многих астрономов, в т.ч. директора Миланской обсерватории Барнаба Ориани (1752 - 1832 гг.), опубликовавшего данные её наблюдений. Радиус орбиты Урана составил 19,22 а.е., что согласовывалось с правилом Тициуса-Боде, по которому он должен был бы равняться 19,6 а.е.
"Небесная полиция"
Открытие Урана, орбита которого соответствовала правилу Тициуса-Боде, стимулировало поиски планеты, которая должна была бы находиться, согласно этому правилу, на расстоянии 2,8 а.е. от Солнца, между Марсом и Юпитером.
В 1787 г. такими поисками увлёкся немецкий астроном барон Франц Ксавер фон Зах (1754 - 1832 гг.), директор только что организованной обсерватории на холме Сиборг (Тюрингия). Через некоторое время он решил собрать команду для этой работы и в сентябре 1800 г. приглашённая им группа из 24 астрономов разных стран, в которую входили У. Гершель, Ш. Мессье, Г. Ольберс и другие, приступила к систематическим поискам новой планеты. Они разделили небесную сферу вблизи круга эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому для поиска планеты примерно половину зодиакального созвездия, шириной 15° (= 360о/24). Метод поиск заключался в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты объектов и искались такие, которые оказывались смещёнными относительно других. Группа, организованная фон Захом, получила название "Небесная полиция" (Himmelspolizei).
Открытие Цереры
Впрочем, первым новый небесный объект в регионе, указанном правилом Тициуса-Боде, заметил не кто-либо из этой группы, а итальянский астроном Джузеппе Пьяцци (Piazzi) (1746 - 1826 гг.), директор обсерватории города Палермо (Сицилия). Наблюдая созвездие Тельца, он в ночь на 1 января 1801 г. обнаружил там рядом с уже известной звездой другой космический объект, который сначала посчитал кометой. Однако изучая его далее, пришёл к выводу, что это "могло бы быть что-то лучшее, чем комета" – как он написал в одном из своих писем коллегам. Пьяцци наблюдал новое небесное тело в общей сложности 24 раза. 24 января 1801 г. он сообщил о своём открытии астрономам Барнаба Ориани (Милан), фон Заху (Сиборг), Иоганну Боде (Берлин). В апреле 1801 г. он отправил дополненные результаты своих наблюдений им же и астроному Лаланду (Париж). Новая планета находилась на расстоянии 2,77 а.е. от Солнца, что подходило под правило Тициуса-Боде. Пьяцци дал ей имя Церера, в честь древнеримской богини плодородия, которая считалась также покровительницей Сицилии, где была расположена его обсерватория.
 |
 |
Однако вскоре Церера попала в неудобную для наблюдений, из-за солнечных бликов, область неба и другие астрономы не смогли подтвердить открытие Пьяцци. К определению текущего положения новооткрытого небесного тела подключился математик Гаусс, который разработал метод определения параметров эллиптической орбиты по результатам её наблюдений (времени, прямого восхождения, склонения). Получив данные Пьяцци от фон Заха, он за несколько недель рассчитал путь Цереры и отправил свои результаты фон Заху. 31 декабря 1801 г. фон Зах и Г. Ольберс подтвердили обнаружение Цереры.
Открытие Паллады, Весты и других астероидов
28 марта 1802 г. немецкий медик и астроном-любитель Генрих Вильгельм Ольберс (1758 - 1840 гг.) открыл еще один подобный Церере объект, двигавшийся по сходной орбите, который получил имя Паллада.
Оба открытых небесных тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, т.е. разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому в 1802 г. У. Гершель предложил считать их не планетами, а особыми объектами, для которых он предложил название астероиды (греч. Αστεροειδής, "звездоподобный").
1 сентября 1804 г. немецкий астроном-любитель Карл Людвиг Хардинг (1765 - 1834 гг.) обнаружил еще одну малую "блуждающую звезду" на том же расстоянии от Солнца. Он дал ей имя Юнона. 29 марта 1807 г. Ольберс открыл новый астероид, получивший, по предложению К. Гаусса имя древнеримской богини домашнего очага Весты.
На этом открытия астероидов временно закончились. Большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило поиски.
Однако в 1830 г. немецкий астроном-любитель Карл Людвиг Хенке (1793 - 1866 гг.) снова занялся поисками астероидов, и в 1845 г. обнаружил Астрею – первый за 38 лет новый астероид. Вскоре, менее чем два года, он же открыл астероид Гебу.
После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло быстро – порядка 1-2 в год. К середине 1868 г. их число перевалило за сотню.
В 1875 г. австрийский астроном Иоган Пализа (1848 - 1925 гг.) открыл астероид Хильду.
В 1891 г. немецкий астроном Максимиллиан Вольф (1863 - 1932 гг.) применил для поиска новых астероидов придуманный им метод астрофотографии, основывавшийся на том, что при вращении телескопа синхронно с вращением небесной сферы на фотографиях с длинным периодом экспонирования звёзды оставались неподвижными точками, а астероиды оставляли короткие светлые линии. Используя этот метод, Вольф обнаружил 248 астероидов, в то время как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300 астероидов.
К 1921 г. было обнаружено 1000 астероидов. К 1981 г.их было обнаружено 10000; к 2000 г. количество открытых астероидов превысило 100 000; в 2011 г. число нумерованных астероидов было >285 тыс. Сейчас число известных астероидов перевалило за миллион.
Гипотеза о Фаэтоне
В 1802 г., после обнаружения Паллады, Г. Ольберс высказал предположение о существовании в прошлом между Марсом и Юпитером планеты, которая была по некоторой причине, возможно, в результате столкновения с кометой, разрушена много миллионов лет назад, и обломками которой стали Церера и Паллада. Гипотезу о разрушенное планете поддержал в 1814 г. математик, физик и астроном Лагранж, а в 1823 г. лингвист Иоганн Готлиб Радлоф присвоил этой гипотетической планете имя Фаэтона, сына бога солнца Гелиоса греческой мифологии, который попытался вести солнечную колесницу своего отца но, из-за катастрофических последствий неумелого управления, был уничтожен Зевсом.
В 1927 г. немецкий священник, астроном и историк науки Франц Ксавьер Куглер (1862 - 1929 гг.) написал небольшую (66 стр.) книжицу "Сибиллинская битва звезд и Фаэтон, рассматриваемая как естественная история" (Sibyllinischer Sternkampf und Phaëthon in naturgeschichtlicher Beleuchtung), в которой попытался показать, что миф о Фаэтоне был основан на реальных событиях прошлого. А именно, он утверждал, ссылаясь на античные источники, что около –1500 г. на земном небе появился очень яркий небесный объект, вскоре после чего на Землю обрушился дождь из крупных метеоритов, вызвавший катастрофические пожары и наводнения. Этот объект он соотнёс с разрушенной планетой Фаэтон.
 |
 |
 |
| "Сибиллинская битва звезд и Фаэтон, рассматриваемая как естественная история". Фрагмент из книги "Астрономия и астрономы Вавилона". |
Открытие кентавров и пояса Койпера
Не раз высказывались предположения, что за Нептуном есть и другие небесные тела.
В 1930 г., вскоре после открытия Плутона, американский астроном, исследователь метеоритов Фредерик Леонард (1896 - 1960 гг.) выдвинул гипотезу о существовании транснептуновой группы малых тел. Он писал: "возможно, что Плутон – лишь первое из серии тел за орбитой Нептуна, которые ещё ожидают своего открытия и в конечном счёте будут обнаружены?" В 1943 г. ирландский астроном и инженер Кеннет Эджворт (1880 - 1972 гг.) предположил, что в области космоса за орбитой Нептуна элементы туманности, из которой сформировалась Солнечная система, были слишком рассеяны, чтобы уплотниться в планеты. Из этого он сделал вывод, что "внешняя область Солнечной системы за орбитами планет занята огромным количеством сравнительно небольших тел" и время от времени какое-то из этих тел "покидает своё окружение и появляется как случайный гость внутренних областей Солнечной системы", становясь кометой. В 1951 г. нидерландско-американский астроном Джерард Койпер (1905- 73 гг.) предположил, что подобная группа образовалась на ранних этапах формирования Солнечной системы, однако к нашему времени она уже рассеялась. Койпер исходил из распространённой тогда гипотезы, что размеры Плутона близки к размерам Земли, и потому Плутон рассеял эти тела к облаку Оорта или вообще из Солнечной системы.
В 1962 г. американо-канадский астрофизик Аластер Дж. У. Кэмерон (1925- 2005 гг.) пришёл к заключению о существовании "массы мелкого материала на окраине Солнечной системы". В 1977 г. американский астроном Чарльз Коваль (1940 - 2011 гг.) открыл астероид Хирон, из группы кентавров, орбита которого располагалась между Сатурном и Ураном. Поскольку орбиты кентавров непостоянны и имеют времена жизни в несколько миллионов лет, то возникло предположение, что их группа пополняется из внешнего источника.
Новые доводы за существование группы малых тел за Нептуном были получены при изучении комет. Было известно, что кометы живут не слишком долго. Когда они приближаются к Солнцу, его излучение испаряет летучие вещества с их поверхности в космос, постепенно уменьшая их массу. Поскольку кометы ещё не исчезли, эта группа небесных тел должна откуда-то пополняться. В 1950 г. нидерландский астрофизик Ян Оорт (1900- 92 гг.) предположил, что на расстоянии >20 тыс. а.е. от Солнца существует облако комет, откуда они приходят в Солнечную систему. Однако такие кометы должны иметь, как правило, долгий период, кометы же с коротким периодом, приходящие из облака Оорта должны быть сначала захвачены планетой-гигантом. В 1980 г. уругвайский астроном Хулио Анхель. Фернандес (1946 - гг.), предположил, что наблюдаемое количество комет с коротким периодом мог бы дать пояс комет между 35 и 50 а.е. В 1988 г. группа канадских астрономов, в которую входили Мартин Дункан, Томас Куин и Скот Тремен, рассчитала, что облако Оорта не может дать всех комет с коротким периодом – в т.ч. т.к. таковые группируются близ плоскости эклиптики, а кометы облака Оорта приходят практически из любой области неба. После того, как в расчёты был добавлен пояс, введённый Фернандесом, модель стала соответствовать наблюдениям. Тремен предложил для этой гипотетической области космоса название пояс Койпера.
С 1987 г. американский астроном Дэвид Джуитт и его аспирантка Джейн Лу вели поиск объектов за Нептуном. В 1992 г., после 5 лет поисков, они объявили об открытии кандидата в объекты пояса Койпера. Через 6 месяцев они обнаружили второго кандидата.
Открытие рассеянного диска
Первым объектом, признанным SDO, был 1996 TL66, обнаруженный в 1996 г. астрономами обсерватории Мауна-Кеа (Гавайи). Первым открытым объектом, который сейчас оценивают как SDO, является 1995 TL8, обнаруженный в 1995 г. Арианной Е. Глисон, из международного проекта по разысканию малых небесных тел Spacewatch ("Небесный дозор").
Моделирование показало, что орбиты объектов рассеянного диска могут быть блуждающими и нестабильными, и что дальнейшая их судьба – уход в облако Оорта или ещё дальше.
Гипотеза об облаке Оорта
Первым идею существования облака- источника комет, лежащего за пределами Солнечной системы, выдвинул в 1932 г. эстонский астроном Эрнст Эпик (1893 - 1985 гг.). В 1950-х гг. идею независимо выдвинул нидерландский астрофизик Ян Оорт (1900- 92 гг.), для решения парадокса недолговечности комет и нестабильности их орбит (кометы распадаются из-за испарения вблизи перигелия, если на них не образуется корка нелетучего вещества; упадут на Солнце, или планету, или будут выброшены ими из Солнечной системы). Оорт предположил, что кометы приходят из "облака, весьма удалённого от Солнца". Он отметил, что у комет с долгим периодом есть пик распределения афелиев ~20 тыс. а.е. (3 трлн. км), и счёл, что на таком расстоянии и находится их гипотетическое облако. Также он заметил, что поскольку кометы с долгим периодом приходят со всех наклонений, то они в этом облаке распределены сферически изотропно.
Исследования астероидов
Телескопы, спектроскопы
До недавнего времени даже в самые сильные телескопы астероиды продолжали оставаться немногим более, чем простыми точками. Поэтому их изучение с помощью телескопов приносило, в основном, сведения только о параметрах орбит и некоторых физических характеристиках, типа альбедо.
Современные телескопы, особенно высокогорные или выведенные в космос, способны давать уже и изображения поверхности астероидов.
В 1990-х гг. в космический телескоп "Хаббл" удалось рассмотреть поверхность Весты.
В 2012- 13 гг. наблюдения в космическую обсерваторию- инфракрасный телескоп "Гершель" обнаружили на поверхности Цереры две области, выделявшие водный пар.
В 2017 г. телескоп VLT, работавший с 1998 г., дал хорошее изображение Паллады.
В 2019 г. снимки, сделанные телескопом "Хаббл", показали распад на части астероида Голт.
 |
 |
| "Хаббл". "Гершель" |
 |
Применение спектроскопов, наземных и спутниковых, позволило определить химический состав поверхности астероидов.
В результате изучения спектров на многих астероидах был обнаружен водяной лёд, на других – разные химические элементы и минералы, включая железо, магний, углерод, силикаты и пр. По своему составу астероиды были разделены на несколько характерных классов (см. далее).
Космические зонды
Более информативным стало исследование астероидов с относительно близкого расстояния космическими аппаратами. Они доставляли снимки поверхностей, данные о химическом составе и физических характеристиках небесных тел.
3 марта 1972 г. NASA запустило космический зонд Pioneer-10. Он был предназначен, в основном, для изучения Юпитера . В феврале 1973 г. Pioneer-10 пересёк пояс астероидов, ближе всего (на 8,8 млн. км) подойдя к астероиду Ника. За ним он обнаружил облако космической пыли.
Запущенный 18 октября 1989 г. NASA к Юпитеру аппарат Galileo, пройдя через главный пояс астероидов, сделал снимки астероидов Гаспра в 1991 г. и Ида в 1993 г. У Иды на этих снимках обнаружился спутник, которому дали название Дактиль.
 |
 |
| Гаспра. Ида и Дактиль. |
17 февраля 1996 г. для исследования астероида Эрос, который движется по орбите, регулярно сближающейся с Землёй, NASA отправило аппарат NEAR spacecraft(позже названный Near Earth Asteroid Rendezvous Shoemaker, или NEAR Shoemaker). 27 июня 1997 г. NEAR Shoemaker пролетел на расстоянии 1200 км от астероида Матильда, передав более 500 изображений этого объекта. 14 февраля 2000 г. аппарат вышел на орбиту Эроса, затем приблизился к нему на расстояние 205 км, и работал на почти круговой орбите около месяца, передавая изображения и другую информацию; затем спустился ещё ниже, а затем совершил мягкую посадку на поверхность астероида. Оттуда аппарат ещё более двух недель передавал данные. Был определён химический состав астероида. На его поверхности обнаружились элементы магний, алюминий, кремний, кальций, железо.
 |
 |
| Матильда. Эрос. |
Снимки малых астероидов сделали космические аппараты Cassini в 2000 г. (астероид Мазурский); Stardust в 2002 г. (астероид Аннафранк); New Horizons в 2006 г. (астероид APL); Rosetta в 2008-10 гг. (астероиды Штейнс, Лютеция). Большинство этих снимков были получены в результате пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели. Зонд New Horizons в 2015 г. сделал также снимки карликовой планеты Плутон, его спутника Харона и астероида Аррокот из пояса Койпера.
 |
 |
| Штейнс. Лютеция. |
9 мая 2003 г. Японское агентство аэрокосмических исследований запустило зонд Хаябуса ("Сокол"), для изучения астероида Итокава, который движется по вытянутой траектории, пересекающей орбиты Земли и Марса. Сделав много снимков поверхности, а также, впервые в истории, забрав частицы грунта астероида, аппарат вернулся на Землю. Значительная часть собранного материала оказалась состоявшей из оливина, зеленоватого магний-железистого силиката, который в земных условиях обнаруживается, как правило, в магме. В образцах нашли следы водяного льда, графита и внеземной органики.
 |
27 сентября 2007 г. NASA отправило к Весте и Церере космический зонд Dawn ("Рассвет"). Он находился на орбите Весты с 16 июля 2011 г. по 12 сентября 2012 г. Снимки. обнаружили на поверхности астероида большое количество водяного льда. Затем аппарат полетел к Церере, на орбиту которой вышел 6 марта 2015 г. 18 и 25 февраля 2015 г. NASA опубликовало детальные снимки Цереры. После завершения в 2016 г. основной миссии предлагалось направить зонд к Палладе. Однако было принято решение продолжить изучение Цереры, которое закончилось в ноябре 2018 г. из-за исчерпания топлива. Полученные данные гамма- и нейтронной спектроскопии позволили определить химический состав подповерхностного слоя Цереры, количество льда, содержащегося в нём. Была составлена карта рельефа поверхности Цереры.
 |
20 апреля 2014 г. марсоход Curiosity сделал первые в истории снимки астероидов – Цереры и Весты – с поверхности Марса.
Приложение 1
Промышленное освоение астероидов
Запасы таких важных для промышленности химических элементов, как цинк, олово, серебро, свинец, индий, золото, медь, сурьма могут быть исчерпаны, по оценкам, к 2060- 70 гг.
На астероидах имеется железо, никель, титан, кобальт, платина, и, в меньшем количестве, марганец, молибден, родий и т.п. Астероиды являются практически неисчерпаемыми источниками ресурсов. Так, один астероид класса M диаметром 1 км может содержать железо-никелевой руды до 2 млрд. тонн, что в 2-3 раза превышает добычу руды за 2004 г. Самый крупный известный металлический астероид Психея (диаметр 253 км) содержит 1,7*1016 млрд. тонн железо-никелевой руды, что в 100 тыс. раз превышает запасы этой руды в земной коре. Этого количества хватило бы для обеспечения потребностей населения земного шара в этих веществах течение нескольких миллионов лет.
Астероиды удобны для промышленной добычи металлов . Ввиду малой гравитации посадка и взлёт с их поверхности требуют малых затрат топлива. Кроме того, из имеющейся на них воды (в виде
льда) можно получать кислород для дыхания и водород для топлива.
Планета Фаэтон в художественной литературе
В 1878 г. в США вышел роман Seola американской писательницы Энн Элизы Смит (1819 - 1905 гг.), написанный в форме фантастического "дневника", который якобы вела Сеола, жена Яфета, сына библейского Ноя. В "дневнике" Всемирный потоп связывается с разрушением "Бледной планеты", находящейся "между Красным миром [Марсом] и Зеленым [Юпитером]". Книга была переиздана под названием "Ангелы и женщины"; в целом она представляла собой мистико-любовно-фантастический роман о взаимоотношениях женщин допотопных времён с духами-демонами.
В рассказе Time Wants a Skeleton (1941 г.) писателя-фантаста Росса Луиса Роклина (1913- 88 гг.) героев, попавших на астероид и обнаруживших там древний скелет человека, забрасывает на миллионы лет назад в прошлое, где они оказываются, вместо астероида, на планете, сходной с Землёй. В её небе они видят тело, вначале напоминающее небольшую луну, но с каждым днём всё увеличивающееся в размерах. Столкновение этих объектов и породило пояс астероидов. Сюжет усложнён "временной петлёй" – на пальце древнего скелета находится то же самое кольцо, что и у одного из действующих лиц, оказавшихся на астероиде и переброшенных в прошлое.
В романе Space Cadet (1948 г.) (в русском переводе "Космический патруль") писателя-фантаста Роберта Хайнлайна (1907- 88 гг.) герои находят доказательства гипотезы, что пояс астероидов образовался в результате разрушения в отдалённой древности планеты. Профессор, который занимался этими исследованиями, дал разорвавшейся планете имя Люцифер; обнаружил на астероиде, одном из её остатков, следы деятельности разумных существ; установил причину катастрофы: ею стал сверхмощный ядерный взрыв, устроенный обитателями планеты.
В романе "Фаэты" (1972 г.) советского писателя-фантаста А.П. Казанцева (1906 - 2002 гг.) действие первой части книги происходит на планете Фаэне, расположенной между Марсом и Юпитером, населённой разумными существами, сходными с людьми. Они объединены в две противостоящие друг другу геополитические группировки олигархического характера, владеющие сверхмощным "оружием распада" (ядерным). В достаточной мере случайно между ними случается ядерная война, и Фаэна гибнет, разорванная на куски цепной реакции, возникшей в океанах. Оставшиеся от неё обломки образуют пояс астероидов.
Приложение 2
Имена объектов на астероидах
Церера. Поскольку Церера – богиня плодородия, имена объектов на неё присваиваются из связанной с земледелием мифологии и обычаев разных народов мира.
Ахуна Монс (гора) – праздник урожая у индийской народности суми.
Оккатор (кратер) – древнеримское божество боронования, помощник Цереры.
Оксо (кратер) – бог плодородия в анимистической религии кандомбле, возникшей Бразилии в среде освобождённых потомков африканских рабов.
Хаулани (кратер) – богиня растений в религии аборигенов Гавайских островов.
Эрнутет (кратер) – древнеегипетская коброголовая богиня урожая. Её имя произносится также как Рененутет, Эмутет.
Инамахари (кратер) – божество урожая у индейцев сиу.
Хомшук (кратер) – дух кукурузы (маиса) у индейского племени пополука в Мексике.
Аристей (кратер) – древнегреческий культурный герой, сын Аполлона и Кирены.
Веста. Названия для объектов на нём подбирают из имён весталок, других женщин Древнего Рима, или женских праздников.
Рея Сильвия (кратер) – весталка, мать Ромула и Рема.
Вененейя (кратер) – весталка.
Дивалии – древнеримский праздник, посвящённый богине Ангероне.
Технические термины и физические эффекты
Альбедо – отражательная способность тела; измеряется от 0 до1.
Экзосфера – внешняя часть верхней атмосферы небесгых тел, нижняя граница которой определяется по равенству длины свободного пробега атомов высоте однородной атмосферы. При наличии у частиц экзосферы второй космической скорости для них высока вероятность покинуть планету без столкновений.
У небесных тел с крайне разреженной атмосферой (Меркурий, Луна ...), вся она является экзосферой.
Планетезимали – предположительные "зародыши планет", возникавшие в результате "слипания" частиц в первичном газо-пылевом облаке, из которого, согласно принятой на сегодня небулярной гипотезе, образовалась Солнечная система.
Точки Лагранжа – точки в системе из двух тел большой массы, в которых третье тело с существенно меньшей массой, не испытывающее со стороны этих двух тел воздействия никаких других сил, кроме гравитационных, может оставаться неподвижным относительно этих тел. В точках Лагранжа, находящихся на орбите второго (менее массивного тела, движущегося вокруг первого) под углами в 60о относительно прямой, соединяющей оба массивных тела, положение малых тел орбитально устойчиво, и они лишь совершают незначительные колебания (либрации) относительно этих точек.
Орбитальные резонансы. Орбиты небесных тел, у которых периоды соотносятся как небольшие натуральные числа. В результате эти тела периодически сближаются, находясь в определённых точках своих орбит. Орбиты малых тел в системе из трех тел (Солнце, планета X, малое тело), находящиеся в резонансе с орбитой планеты X, относительно устойчивы; т.е. представляют собой устойчивые решения задачи трёх тел, аналогично точкам Лагранжа, которые сами являются орбитальными резонансами 1:1.
Примеры:
1. Точки Лагранжа; троянские астероиды в них;
2. Плутон и некоторые другие объекты пояса Койпера находятся в орбитальном резонансе 2:3 с Нептуном – 2 оборота Плутона вокруг Солнца соответствуют по времени 3 оборотам Нептуна.
3. Сатурн и Юпитер находятся в резонансе 2:5;
4. Спутники Юпитера Ганимед, Европа, Ио находятся в резонансе 1:2:4;
5. Спутники Плутона находятся с ним в резонансе 1:3:4:5:6;
6. Резонансы в главном поясе между орбитами астероидов и Юпитера (соответствуют щелям Кирквуда). Их значения можно найти с помощью третьего закона Кеплера. Средние радиусы:
2,06 а.е. (резонанс 4:1)
2,5 а.е. (резонанс 3:1), орбита астероидов семейства Алинды
2,82 а.е. (резонанс 5:2)
2,95 а.е. (резонанс 7:3)
3,27 а.е. (резонанс 2:1), орбита астероидов семейства Гриква
Более слабые резонансные орбиты:
1,9 а.е. (резонанс 9:2)
2,25 а.е. (резонанс 7:2)
2,33 а.е. (резонанс 10:3)
2,71 а.е. (резонанс 8:3)
3,03 а.е. (резонанс 9:4)
3,075 а.е. (резонанс 11:5)
3,47 а.е. (резонанс 11:6)
3,7 а.е. (резонанс 5:3)
Щели Кирквуда – окрестности гравитационных орбитальных резонансов с Юпитером в главном поясе астероидов (значения выше). Орбиты астероидов с параметрами из окрестностей резонансов неустойчивы и уходят либо на резонансы, либо удаляются на другие орбиты. Т.о. в щелях Кирквуда астероидов очень мало. Промежутки в распределении периодов обращения астероидов и больших полуосей их орбит впервые заметил в 1866 г. Дэниел Кирквуд.
Щели Кассини в кольцах Сатурна также соответствую резонансам.
Эффект Ярковского – появление слабого ускоряющего импульса из-за теплового излучения от нагревшейся днём и остывающей ночью поверхности астероида. Величина и направление импульса зависят от скорости вращения, строения и физических параметров поверхности астероида. Эффект впервые был предсказан в 1900 г. российским инженером польского происхождения И. Ярковским (1844 - 1902 гг.) на основе некоторых свойств, приписываемых эфиру; экспериментально подтверждён в 2003 г.
YORP-эффект (эффект Ярковского-О'Кифа-Радзиевского-Пэддэка) – изменение скорости вращения небольших астероидов неправильной формы под действием солнечного света. Обусловлен неравномерным нагревом Солнцем поверхности вращающихся небесных тел. Из-за вращения астероида вечерняя сторона его поверхности более нагрета, чем утреняя т.к. первую весь день освещало Солнце, а вторая, наоборот, всю ночь излучала полученное ранее от Солнца тепло.В результате от вечерней стороны действует импульс излучения фотонов с поверхности, не сбалансированный излучением с остывшей утренней стороны. Из-за несферичности формы этот импульс не направлен к центру масс объекта, и вызывает вращающий момент.
Некоторые вещества и минералы
Силикаты – обширная группа минералов, содержащих кремний (Si). Другими элементами их состава могут быть O, Al, Fe2+, Fe3+, Mg, Mn, Ca, Na, K и пр. Общее количество видов силикатов около 800; из них состоит >90% минералов литосферы; сложена основная масса горных пород: полевые шпаты, кварц, слюды, пироксены, оливин и др. Наиболее распространёнными являются минералы группы полевых шпатов, затем кварц.
Полевые шпаты – группа силикатов с общей формулой {К, Na, Ca, редко Ba}*Al2Si2 или AlSi3*О8. Образующие минералы для многих пород.
Кремнезем – силикат, диоксид кремния, SiO2.
Плагиоклазы – группа силикатов из числа полевых шпатов, с общей формулой (Ca, Na)*(Al, Si)*AlSi2*O8. Главные образующие минералы магматических и многих метаморфических пород.
Оливин – силикат магнезиально-железистый, с формулой (Mg, Fe)2*SiO4. Породобразующий минерал. Входит в основные магматические породы; широко распространён в мантии; один из самых часто встречающихся на Земле минералов. Температура плавления 1400 - 1900°C при нормальном давлении. При гидротермальных процессах и выветривании легко превращается в серпентин, хлорит, тальк и пр.
Форстерит – минерал из силикатов (оливинов); (Mg2SiO4).
Пироксены – силикаты, с общей формулой (X)*Si2O6, где X – комбинации разных металлов и других элементов. Пироксены составляют 4% массы континентальной коры; в океанической коре и мантии Земли их гораздо больше. Встречаются почти во всех типах земных пород.
Энстатит – минерал из силикатов (пироксенов); Mg2[Si2O6].
Филлосиликаты (греч. φύλλον - лист)– слоистые силикаты.
Сульфаты – соединения, содержащие анион с серой (S) и кислородом (On).
Сульфиды – соли сероводородной кислоты H2S. Распространены в земной коре. Происходят, в основном, при гидротермальных процессах.
Карбонаты – соли и эфиры угольной кислоты H2CO3.
Соли – вещества, состоящие из катионов металлов и анионов кислотных остатков.
Эфиры – производные кислородных кислот (карбоновых и неорганических).
Доломит – минерал из карбонатов; CaCO3•MgCO3.
Сидерит – минерал из карбонатов; FeCO3, карбонат железа.
Магнитит – минерал, оксид железа; "магнитный железняк"; Fe3O4, FeO*Fe2O3, Обычно содержит примеси Ti, V, Mn, Mg, Al, Cr и др.
Толины (греч. θολός – мутный, неясный) органические, т.е. содержащие углерод, вещества с общей формулой химического состава CxHyNz. Имеют красновато-коричневый или коричневато-оранжевый цвет. Они (т.е. их линии поглощения) обнаружены в спектрах экзосфер ряда ледяных тел Солнечной системы – спутников планет-гигантов, комет, транснептуновых астероидов. Вероятно, они образовались в атмосфере из простых органический соединений, таких как метан и этан, под действием ультрафиолетового излучения Солнца. Иногда их рассматривают как химические предшественники жизни. На Земле на современном этапе её развития толины естественным путём не образуются.
Метанол – органическое вещество, CH3OH; метиловый спирт.
Керогены – полимерные органические материалы.
Метеоритное вещество
Хондриты – метеоритные или иные структуры, содержащие хондры (эллипсоидальные образования обычно < 1 мм), соединённые в мелкозернистую матрицу. Метеоритные хондриты состоят, по большей части, из железо-магниевых силикатов, т.е. смеси Fe или Mg с SiOn. В целом их химический состав близок к составу Солнца, исключая летучие вещества (водород, гелий, ...), притом с такими же пропорциями – что существенно отличает их от земных пород, которые образовались из вещества, уже дифференцированного под влиянием магматических и гравитационных процессов. Их радиоизотопный анализ показал возраст > 4,5 млрд. лет, т.е. время начала формирования из протопланетной туманности Солнечной системы. Их считают остатками фрагментов астероидов, и, как таковые, образовавшимися непосредственно из протопланетной туманности. Хондры содержатся в > 90% каменных метеоритов (которые сами составляют > 90% всех известных метеоритов, упавших на Землю) и занимают там до 50% объёма.
Углеродистые хондриты содержат гидротированные (смешанные с водой) силикаты и органические (содержащие углерод) вещества.
Хондриты L типа – имеющие низкое содержание железа.
Говардиты, диогениты, эвкриты – ахондритовые (без хондр) каменные метеориты.
Эвкриты состоят из базальтовых пород, в основном, из бедного кальцием пироксена, пижонита и богатого кальцием плагиоклаза (анортита). Вероятно, многие из них происходят с поверхности астероида Веста. Это наиболее распространенная группа ахондритов, в которой обнаружено > 100 метеоритов.
Диогениты состоят из магматических пород; в основном, из богатого магнием ортопироксена с небольшими включениями плагиоклаза и оливина. Вероятно, происходят с поверхности Весты; достаточно медленно затвердели в коре астероида и образовали крупные кристаллы. Названы в честь Диогена Аполлонийского (–499 - –428 гг.), древнегреческого философа, который первым предположил космическое происхождение метеоритов.
Говардиты состоят, в основном, из обломков эвкрита и диогенита. Вероятно, происходят с поверхности Весты и образовались от ударных выбросов, материал которых позже был погребён под новыми ударами и литифицирован под давлением вышележащих слоев.