Спектральные типы астероидов

На сегодняшний день выделены следующие основные спектральные классы или типы малых планет, обозначаемые латинскими буквами: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V и T. Дадим их краткую характеристику.

Астероиды типа A имеют достаточно высокое альбедо и самый красный цвет, что определяется значительным ростом к длинным волнам их отражательной способности. Они могут состоять из высокотемпературных оливинов (имеющих температуру плавления в пределах 1100-1900° С) или смеси оливина с металлами, которые соответствуют спектральным характеристикам этих астероидов. Напротив, у малых планет типов B, C, F, и G - низкое альбедо (тела B-типа несколько светлее) и почти плоский (или бесцветный) в видимом диапазоне, но резко спадающий на коротких волнах спектр отражения. Поэтому считается, что эти астероиды в основном сложены из низкотемпературных гидратированных силикатов (которые могут разлагаться или плавиться при температурах 500-1500° С) с примесью углерода или органических соединений, имеющих похожие спектральные характеристики. Астероиды с низким альбедо и красноватым цветом были отнесены к D- и P-типам (D-тела более красные). Такие свойства имеют силикаты, богатые углеродом или органическими веществами. Из них состоят, например, частички межпланетной пыли, которая, вероятно, заполняла и околосолнечный протопланетный диск еще до образования планет. На основе этого сходства можно предполагать, что D- и P-астероиды являются наиболее древними, малоизмененными телами пояса астероидов. Малые планеты E-типа имеют самые высокие значения альбедо (их поверхностное вещество может отражать до 50% падающего на них света) и слегка красноватый цвет. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (это высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (неокисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов E-типа. Астероиды, похожие по спектрам отражения на тела P- и E-типов, но по значению альбедо находящиеся между ними, относят к M-типу. Оказалось, что оптические свойства этих объектов очень похожи на свойства металлов в свободном состоянии или металлических соединений, находящихся в смеси с энстатитом или другими пироксенами. Таких астероидов сейчас насчитывается около 30. С помощью наземных наблюдений в последнее время был установлен такой интересный факт, как присутствие на значительной части этих тел гидратированных силикатов. Хотя причина возникновения такой необычной комбинации высокотемпературных и низкотемпературных материалов еще окончательно не установлена, можно предполагать, что гидросиликаты могли быть привнесены на астероиды M-типов при их столкновениях с более примитивными телами. Из оставшихся спектральных классов по альбедо и общей форме спектров отражения в видимом диапазоне астероиды Q-, R-, S- и V-типов достаточно похожи: у них относительно высокое альбедо (у тел S-типа несколько ниже) и красноватый цвет. Различия же между ними сводятся к тому, что присутствующая на их спектрах отражения в ближнем инфракрасном диапазоне широкая полоса поглощения около 1 микрона имеет разную глубину. Эта полоса поглощения характерна для смеси пироксенов и оливинов и положение ее центра и глубина зависят от долевого и общего содержания этих минералов в поверхностном веществе астероидов. С другой стороны, глубина любой полосы поглощения на спектре отражения силикатного вещества уменьшается при наличии в нем каких-либо непрозрачных частичек (например, углерода, металлов или их соединений), которые экранируют диффузно-отраженный (то есть пропускаемый через вещество и несущий информацию о его составе) свет. У данных астероидов глубина полосы поглощения у 1 мкм увеличивается от S- к Q-, R- и V-типам. В соответствии с вышесказанным, тела перечисленных типов (кроме V) могут состоять из смеси оливинов, пироксенов и металлов. Вещество же астероидов V-типа может включать наряду с пироксенами и полевые шпаты, а по составу быть похожим на земные базальты. И, наконец, к последнему, T-типу, относят астероиды, имеющие низкое альбедо и красноватый спектр отражения, который похож на спектры тел P- и D-типов, но по наклону занимающий между их спектрами промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов T-, P- и D-типов считается примерно одинаковым и соответствующим силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями.

При изучении распределения астероидов разных типов в пространстве была обнаружена явная связь их предполагаемого химико-минерального состава с расстоянием до Солнца. Оказалось, что чем более простой минеральный состав вещества (чем больше в нем летучих соединений) имеют эти тела, тем дальше, как правило, они находятся. В целом более 75% всех астероидов относятся к C-типу и располагаются преимущественно в периферийной части пояса астероидов. Примерно 17% принадлежат к S-типу и преобладают во внутренней части пояса астероидов. Большая часть из оставшихся астероидов относится к M-типу и также движется главным образом в средней части астероидного кольца. Максимумы распределений астероидов этих трех типов находятся в пределах главного пояса. Максимум общего распределения астероидов E- и R-типов несколько выходит за пределы внутренней границы пояса в сторону Солнца. Интересно то, что суммарное распределение астероидов P- и D-типов стремится к своему максимуму в направлении к периферии главного пояса и выходит не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Не исключено, что распределение P- и D-астероидов главного пояса перекрывается с астероидными поясами Казимирчак-Полонской, находящимися между орбитами планет-гигантов.

В заключение обзора малых планет кратко изложим смысл общей гипотезы о происхождении астероидов различных классов, которая находит все больше подтверждений.

12.6 О происхождении малых планет

На заре формирования Солнечной системы, около 4,5 млрд. лет назад, из окружающего Солнца газо-пылевого диска вследствие турбулентных и других нестационарных явлений возникли сгустки вещества, которые при взаимных неупругих столкновениях и гравитационных взаимодействиях объединялись в планетезимали. С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газо-пылевого вещества и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Во-первых, это обстоятельство привело к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом с указанной границей и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы. Во-вторых, газо-пылевое вещество, из которого образовались астероиды, оказалось весьма неоднородным по составу в зависимости от расстояния до Солнца: относительное содержание в нем простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание летучих соединений нарастало с удалением от Солнца в области от 2,0 до 3,5 а.е. Как уже говорилось, мощные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера на пояс астероидов воспрепятствовали образованию в нем достаточно крупного прото-планетного тела. Процесс аккумуляции вещества там был остановлен тогда, когда успели сформироваться только несколько десятков планетозималей допланетного размера (около 500-1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с). Однако в этот период некоторые родительские тела астероидов или, по крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты или даже испытали гравитационную дифференциацию. Сейчас рассматриваются два возможных механизма разогрева недр таких прото-астероидов: как следствие распада радиоактивных изотопов, либо в результате действия индукционных токов, наведенных в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца. Родительскими телами астероидов, сохранившимися по каким-то причинам до наших дней, как считают ученые, являются крупнейшие астероиды 1 Церера и 4 Веста, основные сведения о которых даны в Табл. 1. В процессе гравитационной дифференциации прото-астероидов, испытавших достаточное нагревание для плавления их силикатного вещества, выделились металлические ядра, и другие более легкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях даже базальтовая кора (например, у 4 Весты), как у планет земной группы. Но все же, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчетов, температура плавления такого силикатного вещества могла быть в диапазоне 500-1000° C. Итак, после дифференциации и остывания родительские тела астероидов испытали многочисленные столкновения не только между собой и своими обломками, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более дальней периферии Солнечной системы. В результате длительной ударной эволюции прото-астероиды были раздроблены на огромное количество более мелких тел, наблюдающихся сейчас как астероиды. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твердом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к "сдиранию" с них и дроблению до мелких фрагментов в первую очередь наименее прочных внешних силикатных оболочек. Причем считается, что астероиды тех спектральных типов, которые соответствуют высокотемпературным силикатам, происходят из разных силикатных оболочек их родительских тел, прошедших плавление и дифференциацию. В частности, астероиды M- и S-типов могут представлять собой целиком ядра родительских тел (как, например, S-астероид 15 Эвномия и M-астероид 16 Психея с диаметрами около 270 км) или их осколки по причине самого высокого содержания в них металлов. Астероиды A- и R- спектральных типов могут быть осколками промежуточных силикатных оболочек, а E- и V-типов - внешних оболочек таких родительских тел. На основе анализа распределений в пространстве астероидов E-, V-, R-, A-, M- и S- типов можно также сделать вывод о том, что они подверглись наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке. Подтверждением этому, вероятно, можно считать совпадение с внутренней границей главного пояса или близость к ней максимумов распределения астероидов этих типов. Что же касается астероидов других спектральных типов, то они считаются либо частично измененными (метаморфическими) вследствие столкновений или локальных нагреваний, что не привело к их общему плавлению (T, B, G и F), либо примитивными и мало измененными (D, P, C и Q). Как уже отмечалось, количество астероидов указанных типов растет к периферии главного пояса. Несомненно то, что все они также испытывали столкновения и дробление, но этот процесс, вероятно, был не настолько интенсивным, чтобы заметным образом повлиять на их наблюдаемые характеристики и, соответственно, на химико-минеральный состав. (Этот вопрос также будет рассмотрен в разделе "Метеориты"). Однако, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать (то есть объединиться из оставшихся фрагментов) и поэтому представляют собой не монолитные тела, а движущиеся "груды булыжников". Имеются многочисленные наблюдательные подтверждения (по специфическим изменениям блеска) наличия у ряда астероидов гравитационно связанных с ними маленьких спутников, которые, вероятно, также возникли при ударных событиях как фрагменты сталкивавшихся тел. Этот факт, хотя и вызывал жаркие дискуссии среди ученых в прошлом, был убедительно подтвержден на примере астероида 243 Ида. С помощью космического аппарата "Галилео" удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем), которые представлены на рисунках 2 и 3.