Астероиды

	Загрузить архив:
	Файл: ref-29427.zip (25kb [zip], Скачиваний: 180) скачать

Реферат по астрономии.

Тема: “Астероиды“.

Выполнил ученик 11 Э класса

Галичин Сергей.

Руководитель: Оноприенко О.В.

Санкт-Петербург

2001 г.

Оглавление:

1.Открытие астероидов.

2.Имена астероидов.

3.Общие представления.

4.Как мог возникнуть главный пояс астероидов?

5.Орбиты астероидов.

6.Спутники астероидов.

7.Астероиды, сближающиеся с Землей.

8.О других астероидных поясах.

9.Методы исследования астероидов.

10.Спектральные типы астероидов.

11.О том, чего мы пока не знаем.

Открытие астероидов.

Поиски большой планеты между Марсом и Юпитером не привели в 18-м веке к успехам. В 1801-м году, в первую же ночь столетия, итальянец Пиацци открыл первый астероид - Цереру, самый большой из всех малых планет. За последующие шесть с небольшим лет были открыты Паллада, Юнона и Веста - самый яркий астероид, который иногда даже можно наблюдать невооруженным глазом, как, например, в июле 2000-го года. Орбиты всех эти малых планет пересекались дважды в двух противоположных точках небесной сферы. Из этого и был сделан вывод, что астероиды - осколки Фаэтона (Или планеты Ольберса, ученого, предложившего эту теорию).

Увы, на деле, вблизи тех двух точек пересечения орбит долгое время не удавалось открыть новых объектов. Возмущения больших планет сильно изменили орбиты астероидов, даже если они и являются осколками Фаэтона. Сейчас уже известно несколько тысяч астероидов, для многих из них рассчитаны точные орбиты.

Имена астероидов.

Астероидам сначала давали имена героев римской и греческой мифологии, а потом открыватель получал право назвать его как угодно, хоть своим именем. Поначалу, имена давали только женские. Лишь астероиды, имеющие необычные орбиты, получали мужские (к примеру, Икар, приближающийся к Солнцу ближе Меркурия). После, и это правило перестало соблюдаться.

Получить имена могут не все астероиды, а только те, для которых имеются более или менее надежно высчитанные орбиты. Бывали случаи, когда астероид получал имя спустя десятки лет после открытия. До тех пор, пока орбита не рассчитана, астероиду приписывается порядковый номер, отражающий дату его открытия, например, 1950 DA. Цифры означают год. Первая буква - номер полумесяца в году, в котором был открыт астероид, всего их, следовательно, 24. В приведенном примере, это вторая половина февраля. Вторая буква обозначает порядковый номер астероида в указанном полумесяце, в нашем примере, астероид был открыт первым. В обозначении не используются буквы I и Z, так как полумесяцев 24, а букв - 26. Буква I не используется из-за сходства с единицей. Если же количество астероидов, открытых в течение полумесяца, превысит 24, вновь возвращаются к началу алфавита, приписывая второй букве индекс 2, при следующем возвращении - 3, и т.д. Астероиды иногда открываются сотнями в год. Сведения о ярких астероидах и об условиях их наблюдения можно найти в астрономических календарях.

Общие представления.

Астероиды - это твердые каменистые тела, которые подобно планетам движутся по околосолнечным эллиптическим орбитам. Но размеры этих тел намного меньше, чем у обычных планет, поэтому их еще называют малыми планетами. Диаметры астероидов находятся в пределах от нескольких десятков метров (условно) до 1000 км (размер наибольшего астероида Цереры). Термин "астероид" (или "звездоподобный") был введен известным астрономом XVIII века Уильямом Гершелем для характеристики вида этих объектов при наблюдениях в телескоп. Даже с помощью самых крупных наземных телескопов невозможно различить видимые диски у наибольших астероидов. Они наблюдаются как точечные источники света, хотя, как и другие планеты, в видимом диапазоне сами ничего не излучают, а лишь отражают падающий солнечный свет. Диаметры некоторых астероидов были измерены с помощью метода "покрытия звезд", в те удачные моменты, когда они оказывались на одном луче зрения с достаточно яркими звездами. В большинстве же случаев их размеры оцениваются с помощью специальных астрофизических измерений и расчетов. Основная масса известных на сегодняшний день астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от Солнца 2,2-3,2 астрономических единиц (далее - а. е.). Всего на сегодняшний день открыто примерно 20000 астероидов, из которых около 10000 зарегистрированы, то есть им присвоены номера или даже имена собственные, а орбиты рассчитаны с большой точностью. Кольцевая область пространства, которую занимают эти тела, называется главным поясом астероидов. При средней линейной орбитальной скорости около 20 км/с астероиды главного пояса затрачивают на один оборот вокруг Солнца от 3 до 9 земных лет в зависимости от удаленности от него. Наклоны плоскостей их орбит по отношению к плоскости эклиптики иногда достигают 70° , но в основном находятся в диапазоне 5-10° . На этом основании все известные астероиды главного пояса делят примерно поровну на плоскую (с наклонами орбит до 8° ) и сферическую подсистемы.

При телескопических наблюдениях астероидов было обнаружено, что яркость абсолютного большинства их меняется за короткое время (от нескольких часов до нескольких дней). Астрономы уже давно предполагали, что эти изменения блеска астероидов связаны с их вращением и определяются, в первую очередь, их неправильной формой. Первые же снимки астероидов, полученные с помощью космических аппаратов, это подтвердили и еще показали, что поверхности этих тел изрыты кратерами или воронками разных размеров. Очевидно, что такие формы и поверхности малых планет образовались при их многочисленных столкновениях с другими твердыми небесными телами. В общем случае, когда форма наблюдаемого с Земли астероида неизвестна (поскольку он виден как точечный объект), то ее стараются аппроксимировать с помощью трехосного эллипсоида.

Как мог возникнуть главный пояс астероидов?

Орбиты тел, сосредоточенных в главном поясе, являются устойчивыми и имеют близкую к круговой или слабо эксцентричную форму. Здесь они движутся в "безопасной" зоне, где минимально гравитационное влияние на них больших планет, и в первую очередь, Юпитера. Имеющиеся на сегодняшний день научные факты показывают, что именно Юпитер сыграл главную роль в том, что на месте главного пояса астероидов в период зарождения Солнечной системы не смогла возникнуть еще одна планета. Но даже в начале нашего века многие ученые еще были уверены в том, что между Юпитером и Марсом раньше существовала еще одна большая планета, которая по каким-то причинам разрушилась. Первым высказал такую гипотезу еще Ольберс, сразу после своего открытия Паллады. Он же придумал и название этой гипотетической планете - Фаэтон. Сделаем небольшое отступление и опишем один эпизод из истории Солнечной системы - той истории, которая основывается на современных научных фактах. Это необходимо, в частности, для понимания происхождения астероидов главного пояса. Большой вклад в формирование современной теории происхождения Солнечной системы сделали советские ученые О.Ю. Шмидт и В.С. Сафронов.

Одно из самых крупных тел, образовавшееся на орбите Юпитера (на расстоянии 5 а.е. от Солнца) около 4,5 млрд. лет назад, стало увеличиваться в размерах быстрее других. Находясь на границе конденсации летучих соединений (Н₂, Н₂О, NH₃, CO₂, СН₄ и др.), которые вытекали из более близкой к Солнцу и более разогретой зоны протопланетного диска, это тело стало центром аккумуляции вещества, состоящего в основном из замерзших газовых конденсатов. При достижении достаточно большой массы, оно стало захватывать своим гравитационным полем ранее сконденсированное вещество, находящееся ближе к Солнцу, в зоне родительских тел астероидов, и таким образом тормозить рост последних. С другой стороны, более мелкие тела, не захваченные прото-Юпитером по каким-либо причинам, но находящиеся в сфере его гравитационного влияния, эффективно разбрасывались в разные стороны. Аналогичным образом, вероятно, происходил выброс тел из зоны формирования Сатурна, хотя и не так интенсивно. Эти тела пронизывали и пояс родительских тел астероидов или планетезималей, возникших ранее между орбитами Марса и Юпитера, "выметая" их из этой зоны или подвергая дроблению. Причем до этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (примерно до 0,5 км/с), когда столкновения каких-либо объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером (и Сатурном) в ходе его роста, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3-5 км/с) и стали более хаотическими. В конечном итоге процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, а потенциальная возможность формирования достаточно большой планеты на данном расстоянии от Солнца исчезла навсегда.

Орбиты астероидов.

Возвращаясь к современному состоянию пояса астероидов, следует подчеркнуть, что Юпитер по-прежнему продолжает играть первостепенную роль в эволюции орбит астероидов. Длительное гравитационное влияние (более 4 млрд. лет) этой планеты-гиганта на астероиды главного пояса привело к тому, что имеется целый ряд "запретных" орбит или даже зон на которых малых планет практически нет, а если они туда и попадают, то не могут находиться там продолжительное время. Их называют пробелами или люками Кирквуда - по имени Дэниэла Кирквуда, ученого, впервые их обнаружившего. Такие орбиты являются резонансными, поскольку движущиеся по ним астероиды испытывают сильное гравитационное воздействие со стороны Юпитера. Периоды обращения, соответствующие этим орбитам, находятся в простых отношениях с периодом обращения Юпитера (например, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 и др.). Если какой-либо астероид или его фрагмент в результате столкновения с другим телом попадает на резонансную или близкую к ней орбиту, то большая полуось и эксцентриситет его орбиты достаточно быстро меняются под влиянием юпитерианского гравитационного поля. Все кончается тем, что астероид либо уходит с резонансной орбиты и может даже покинуть главный пояс астероидов, либо оказывается обреченным на новые столкновения с соседними телами. Таким образом соответствующий пробел Кирквуда "очищается" от любых объектов. Однако следует подчеркнуть, что в главном поясе астероидов нет никаких щелей или пустых промежутков, если представить себе мгновенное распределение всех входящих в него тел. Все астероиды, в любой момент времени достаточно равномерно заполняют пояс астероидов, так как, двигаясь по эллиптическим орбитам, большую часть времени проводят в "чужой" зоне. Еще один, "противоположный" пример гравитационного влияния Юпитера: у внешней границы главного пояса астероидов есть два узких дополнительных "колечка", наоборот, составленные из орбит астероидов, периоды обращения которых находятся в пропорциях 2:3 и 1:1 по отношению к периоду обращения Юпитера. Очевидно, что астероиды с периодом обращения, соответствующим отношению 1:1, находятся прямо на орбите Юпитера. Но они движутся на удалении от него, равном радиусу юпитерианской орбиты, с опережением или отставанием. Те астероиды, которые в своем движении опережают Юпитер, называют "греками", а те, что следуют за ним - "троянцами" (так они названы в честь героев Троянской войны). Первые опережают планету на 60^o, вторые - на столько же отстают.Движение этих малых планет является достаточно устойчивым, так как они находятся в так называемых "точках Лагранжа", где уравниваются действующие на них гравитационные силы. Общее же название этой группы астероидов - "троянцы". В отличие от троянцев, которые могли постепенно накопиться в окрестностях точек Лагранжа в течение длительной столкновительной эволюции разных астероидов, есть семейства астероидов с очень близкими орбитами входящих в них тел, которые образовались, скорее всего, в результате относительно недавних распадов соответствующих им родительских тел. Это, например, семейство астероида Флора, насчитывающее уже около 60 членов, и ряд других. В последнее время ученые пытаются определить общее число таких семейств астероидов для того, чтобы таким образом оценить первоначальное количество их родительских тел.

Спутники астероидов.

Однако совершенно ошеломляющим оказалось открытие у астероидов собственных спутников. Нельзя сказать, что оно было таким уж неожиданным. Некоторые косвенные признаки давно указывали на сложное строение астероидов. Во время пролета некоторых из них на фоне звезд (так называемого покрытия звезды астероидом) были замечены сдвоенные ослабления блеска звезды. Наконец, чешский астроном П.Правец (1991) и немецкий Г.Хан (1994) обратили внимание на странный характер переменности блеска двух небольших астероидов, пролетавших вблизи Земли, как бы указывающий на двойственность каждого из них. Но все эти наблюдения невозможно было повторить, а потому проблема оставалась открытой.

Доказательство сложной природы астероидов пришло издалека: пролетая в 1993 г. мимо астероида Ида (243), межпланетный аппарат "Галилео" обнаружил малый спутник диаметром 1.5 км, получивший название Дактиль, который обращается вокруг Иды на расстоянии около 100 км. Это был первый случай открытия спутника у астероида. Недавно пришло сообщение о нахождении второго спутника, на этот раз у астероида Дионис (3671). Это удалось сделать группе "наземных" астрономов из Южной европейской обсерватории в Ла-Силья (Чили).

Наблюдения проводились на телескопе диаметром 60 см с помощью ПЗС-матрицы; этот инструмент регулярно используется для измерения колебаний блеска астероидов, на основании чего астрономы определяют периоды их вращения, оценивают форму и состав поверхности. Дионис попал в список кандидатов на исследование, поскольку принадлежит к особой группе малых планет, периодически пересекающих орбиту Земли и имеющих шанс столкнуться с нашей планетой. Прототипом этой группы стал открытый в 1934 г. астероид Аполлон (1862), поэтому все астероиды с такими орбитами относят теперь к группе Аполлона. Дионис сближается с Землей один раз в 13 лет. Как раз это и произошло 6 июля 1997 г., когда он прошел на расстоянии 17 млн км от Земли.

Однако наблюдать его начали раньше, еще на подходе к Земле. В конце мая 1997 г. он показывал нормальное изменение блеска - два максимума и два минимума, характерные для тела неправильной формы, вращающегося с периодом 2.7 ч. Но астрономов насторожило то, что при сравнении кривых блеска, полученных за две ночи подряд, одна деталь, указывающая на непродолжительное понижение яркости, изменила свое место. Возникло подозрение, что перед астероидом регулярно проходит некий затмевающий его объект. Чтобы не пропустить следующих возможных затмений, которые могли оказаться вне поля наблюдений из обсерватории в Чили, астрономы сообщили о своем предположении коллегам во всем мире. В результате с 3 по 9 июня 1997 г. были проведены тщательные наблюдения в содружестве с П.Правецом и Л.Сароуновой (обсерватория Ондржеев под Прагой). Подозрение подтвердилось: затмения происходили регулярно, с периодом 1.155 сут.

Тем временем на Гавайях с помощью крупнейшего в мире инфракрасного телескопа Великобритании диаметром 3.8 м, установленного на вершине Мауна-Кеа, А.Харрис (Организация аэрокосмических исследований Германии, Берлин) и Дж.Девис (Объединенный астрономический центр, Хило, Гавайи) измерили тепловой поток, идущий от Диониса. Подобные измерения, но в более широком диапазоне спектра были проведены с помощью европейского спутника "ISO" Европейским космическим агентством. По тепловому излучению Диониса астрономы определили, что его поверхность очень светлая, хорошо отражающая солнечные лучи, а диаметр около 1 км. Напомним, что астероид Ида, у которого впервые был обнаружен спутник, имеет диаметр 50 км.

После этого к наблюдениям Диониса подключились астрономы многих стран, чтобы, используя период его хорошей видимости (до октября 1997 г.), определить размер и орбиту спутника. В конце этой "вакханалии" (другие имена Диониса - Бахус, Вакх) астрономы узнают параметры второй микропланетной системы и, что особенно ценно, массу и среднюю плотность Диониса, которые отражают его внутреннее строение и состав.

Пока рано рассуждать о происхождении двойных, а возможно, и более сложных астероидов. Необходимо накопить наблюдательные данные. Но ясно одно: чем сложнее космическая система, тем более ценную информацию несет она о своем происхождении и эволюции.

Астероиды, сближающиеся с Землей.

Вблизи внутреннего края главного пояса астероидов существуют и другие группы тел, орбиты которых далеко выходят за пределы главного пояса и могут даже пересекаться с орбитами Марса, Земли, Венеры и даже Меркурия. В первую очередь, это группы астероидов Амура, Аполлона и Атона (по названиям крупнейших представителей, входящих в эти группы). Орбиты таких астероидов уже не являются такими стабильными, как у тел главного пояса, а относительно быстро эволюционируют под действием гравитационных полей не только Юпитера, но и планет земной группы. По этой причине такие астероиды могут переходить из одной группы в другую, а само деление астероидов на вышеназванные группы является условным, основанным на данных о современных орбитах астероидов. В частности амурцы движутся по эллиптическим орбитам, перигелийное расстояние (минимальное расстояние до Солнца) которых не превышает 1,3 а.е. Аполлонцы движутся по орбитам с перигелийным расстоянием меньшим 1 а.е. (напомним, что это среднее удаление Земли от Солнца) и проникают внутрь земной орбиты. Если у амурцев и аполлонцев большая полуось орбиты превосходит 1 а.е., то у атонцев она менее или порядка этой величины и эти астероиды, следовательно, движутся в основном внутри земной орбиты. Очевидно, что аполлонцы и атонцы, пересекая орбиту Земли могут создавать угрозу столкновения с ней. Существует даже общее определение этой группы малых планет как "астероиды, сближающиеся с Землей" - это тела, размеры орбит которых не превосходят 1,3 а.е. На сегодняшний день таких объектов обнаружено около 800. Но их общее количество может быть значительно большим - до 1500-2000 с размерами более 1 км и до 135000 с размерами более 100 м. Существующая угроза Земле со стороны астероидов и других космических тел, которые находятся или могут оказаться в земных окрестностях, широко обсуждается в научных и общественных кругах.

О других астероидных поясах.

За орбитой Юпитера также существуют астероидоподобные тела. Более того, по последним данным оказалось, что таких тел очень много на периферии Солнечной системы. Впервые предположение об этом было высказано американским астрономом Джерардом Койпером еще в 1951 г. Он сформулировал гипотезу о том, что за орбитой Нептуна, на расстояниях около 30-50 а.е. может быть целый пояс тел, который служит источником короткопериодических комет. И действительно, с начала 90-х годов (с введением в действие самых крупных телескопов с диаметром до 10 м на Гавайских островах ) за орбитой Нептуна было обнаружено более сотни астероидоподобных объектов с диаметрами примерно от 100 до 800 км. Совокупность этих тел была названа "поясом Койпера", хотя их пока и недостаточно для "полноценного" пояса. Тем не менее, по некоторым оценкам количество тел в нем может быть не меньше (если не больше), чем в главном поясе астероидов. По параметрам орбит вновь открытые тела разделили на два класса. К первому, так называемому "классу Плутино" отнесли примерно треть всех транснептуновых объектов. Они движутся в резонансе 3:2 с Нептуном по достаточно эллиптичным орбитам (большие полуоси около 39 а.е.; эксцетриситеты 0,11-0,35; наклоны орбит к эклиптике 0-20гр.), похожим на орбиту Плутона, откуда и возникло название этого класса. В настоящее время между учеными даже идут дискуссии о том, считать ли Плутон полноправной планетой или только одним из объектов вышеназванного класса. Однако, скорее всего, статус Плутона не изменится, поскольку его средний диаметр (2390 км) значительно больше, чем диаметры известных транснептуновых объектов, и кроме того, как и у большинства других планет Солнечной системы, у него есть большой спутник (Харон) и атмосфера. Во второй класс вошли так называемые "типичные объекты пояса Койпера", поскольку их большинство (оставшиеся 2/3) из числа известных и движутся они по орбитам, близким к круговым с большими полуосями в диапазоне 40-48 а.е. и различными наклонами (0-40° ). Пока что большая удаленность и относительно малые размеры препятствуют обнаружению новых подобных тел с более высокими темпами, хотя для этого используются самые крупные телескопы и самая современная техника. На основе сравнения этих тел с известными астероидами по оптическим характеристикам сейчас полагают, что первые являются самыми примитивными в нашей планетной системе. Имеется ввиду, что их вещество с момента своей конденсации из протопланетной туманности испытало совсем небольшие изменения по сравнению, например, с веществом планет земной группы. Фактически, абсолютное большинство этих тел по своему составу могут быть ядрами комет.

Обнаружен ряд астероидных тел (со временем это число, вероятно, будет увеличиваться) между поясом Койпера и главным поясом астероидов - это "класс Кентавров" - по аналогии с древнегреческими мифологическими кентаврами (получеловеками-полулошадями). Один из их представителей - это астероид Хирон, который было бы более правильным назвать астероидом-кометой, поскольку он периодически проявляет кометную активность в виде возникающей газовой атмосферы (комы) и хвоста. Они образуются из летучих соединений, входящих в состав вещества этого тела, при прохождении им перигелийных участков орбиты. Хирон является одним из наглядных примеров отсутствия резкой границы между астероидами и кометами по составу вещества а, возможно, и по происхождению. Он имеет размер около 200 км, а его орбита перекрывается с орбитами Сатурна и Урана. Другое название объектов этого класса - "пояс Казимирчак-Полонской" - по имени Е.И. Полонской, доказавшей существование астероидных тел между планетами-гигантами.

Немного о методах исследований астероидов.

Поиски астероидов в наше время ведутся, в основном, астрономами-любителями с помощью фотопластин. Астрофотографии делают двумя способами. Либо направляют телескоп на участок неба и следуют за его суточным движением (осуществляют гидирование телескопа) столько времени, сколько требуется для получения слабых объектов, какими и являются астероиды. Тогда звезды получаются точками, а успевший переместиться астероид - в виде черточки. Либо, наоборот, ведут телескоп во время экспозиции в направлении предполагаемого движения астероида. В этом случае, звезды выходят, как черточки, а астероид либо как точка, в идеале, либо как черточка, отличающаяся от звезд размерами и ориентацией.

Наше понимание природы астероидов сейчас основывается на трех основных источниках информации: наземных телескопических наблюдениях (оптических и радиолокационных), изображениях, полученных со сближающихся с астероидами космических аппаратов, и лабораторного анализа известных земных горных пород и минералов, а также упавших на Землю метеоритов, которые в основном считаются осколками астероидов, ядер комет и поверхностей планет земной группы. Но наибольший объем информации о малых планетах все же мы получаем с помощью наземных телескопических измерений. Поэтому астероиды делятся на так называемые "спектральные типы" или классы в соответствии, в первую очередь, с их наблюдаемыми оптическими характеристиками. В первую очередь это альбедо (доля отражаемого телом света от количества падающего на него солнечного света в единицу времени, если считать направления падающих и отраженных лучей совпадающими) и общая форма спектра отражения тела в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (который получается путем простого деления на каждой длине световой волны спектральной яркости поверхности наблюдаемого тела на спектральную яркость на той же длине волны самого Солнца). Эти оптические характеристики используются для оценки химико-минералогического состава вещества, слагающего астероиды. Иногда принимаются во внимание и дополнительные данные (если они есть), например, о радиолокационной отражательной способности астероида, о скорости его вращения вокруг собственной оси и т. д.

Стремление поделить астероиды на классы объясняется желанием ученых упростить или схематизировать описание огромного количества малых планет, хотя, как показывают более тщательные исследования, это не всегда удается. В последнее время уже возникает необходимость введения подклассов и более мелких делений спектральных типов астероидов для характеристики каких-то общих особенностей их отдельных групп. Прежде чем дать общую характеристику астероидов разных спектральных типов, поясним как можно оценить состав астероидного вещества с помощью дистанционных измерений. Как уже отмечалось, считается, что астероиды какого-то одного типа имеют примерно одинаковые значения альбедо и близкие по форме спектры отражения, которые можно заменить на средние (для данного типа) величины или характеристики. Эти средние величины для определенного типа астероидов сравниваются с аналогичными величинами для земных горных пород и минералов, а также тех метеоритов, образцы которых имеются в земных коллекциях. Химический и минеральный составы образцов, которые называются "образцами-аналогами", вместе с их спектральными и другими физическими свойствами, как правило, уже хорошо изучены в земных лабораториях. На основе такого сравнения и подбора образцов-аналогов и определяется в первом приближении некоторый средний химический и минеральный состав вещества для астероидов данного типа. Оказалось, что в отличие от земных горных пород вещество астероидов в целом является значительно более простым или даже примитивным. Это говорит о том, что физические и химические процессы, в которые было вовлечено астероидное вещество в течение всей истории существования Солнечной системы, были не такими разнообразными и сложными, как на планетах земной группы. Если на Земле сейчас надежно установленными считаются около 4000 минеральных видов, то на астероидах их может быть всего лишь несколько сотен. Об этом можно судить по количеству минеральных видов (около 300), обнаруженному в упавших на земную поверхность метеоритах, которые могут быть обломками астероидов. Большое разнообразие минералов на Земле возникло не только потому, что образование нашей планеты (как и других планет земной группы) проходило в протопланетном облаке значительно ближе к Солнцу, а значит, и при более высоких температурах. Кроме того, что силикатное вещество, металлы и их соединения, находясь в жидком или пластичном состоянии при таких температурах, разделились или дифференцировали по удельному весу в гравитационном поле Земли, сложившиеся температурные условия оказались благоприятными для возникновения постоянной газовой или жидкой окислительной среды, основными компонентами которой были кислород и вода. Их длительное и постоянное взаимодействие с первичными минералами и породами земной коры и привело к тому богатству минералов, которое мы наблюдаем. Возвращаясь к астероидам, следует отметить, что по дистанционным данным они в основном состоят из более простых силикатных соединений. В первую очередь - это безводные силикаты, такие как пироксены (их обобщенная формула ABZ₂O₆, где позиции "A" и "B" занимают катионы разных металлов, а "Z" - Al или Si), оливины (A²⁺₂SiO₄, где A²⁺ = Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (с общей формулой (Na,Ca)Al(Al,Si)Si₂O₈). Их называют породообразующими минералами, поскольку они составляют основу большинства горных пород. Силикатные соединения другого типа, широко представленные на астероидах, - это гидросиликаты или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (с общей формулой A₃Si₂O_5? (OH), где A = Mg, Fe²⁺, Ni), хлориты (A_4-6Z₄O₁₀(OH,O)₈, где A и Z - это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, которые содержат в своем составе гидроксил (ОН). Можно предполагать, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности FeNi), углеродные (органические) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствуют результаты исследования метеоритного вещества, постоянно выпадающего на Землю.

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.

О том, чего мы пока не знаем.

В исследованиях астероидов еще остается много неясного и даже загадочного. Во-первых, это общие проблемы, относящиеся к происхождению и эволюции твердого вещества в главном и других астероидных поясах и связанные с возникновением всей Солнечной системы. Их решение имеет важное значение не только для правильных представлениях о нашей системе, но и для понимания причин и закономерностей возникновения планетных систем в окрестностях других звезд. Благодаря возможностям современной наблюдательной техники удалось установить, что у ряда соседних звезд имеются крупные планеты типа Юпитера. На очереди стоит обнаружение у этих и других звезд меньших по размеру планет земного типа. Есть также и вопросы, на которые можно ответить только при условии подробного изучения отдельных малых планет. По существу, каждое из этих тел уникально, так как имеет свою собственную, иногда специфическую, историю. Например, астероиды-члены каких-то динамических семейств (например, Фемиды, Флоры, Гильды, Эос и других), имеющие, как говорилось, общее происхождение, могут заметно отличаться по оптическим характеристикам, что указывает на какие-то их особенности. С другой стороны очевидно, что для детального исследования всех, достаточно крупных астероидов только в главном поясе потребуется очень много времени и сил. И все-таки, вероятно, только путем сбора и накопления подробной и точной информации о каждом из астероидов, а затем с помощью ее обобщения возможно постепенное уточнение понимания природы этих тел и основных закономерностей их эволюции.

Астероиды (номер и имя) и их основные параметры (m - масса, d - диаметр (размер), P - период вращения, T - орбитальный период,
a - размер большой полуоси, e - эксцентриситет, i - наклон орбиты).

1 Церера.
Крупнейший астероид, открытый 1 января 1801 г. Дж.Пиацци. Масса Цереры составляет около половины полной массы всех астероидов.
m=10²¹ кг, d=974 км, P=9.078 ч, T=4.60 год, a=2.767 а.е., e=0.079, i=10.6^o.

2 Паллада.
Второй по размеру астероид, открыт 28 марта 1802 г. Г.Ольберсом.
m=2.5·10²⁰ кг, d=538 км, P=7.811 ч, T=4.61 год, a=2.771 а.е., e=0.235, i=34.8^o.

3 Юнона.
Открыта 1 сентября 1804 г. К.Гардингом.
m=2·10¹⁹ кг, d=268 км, P=7.21 ч, T=4.36 год, a= 2.670 а.е., e=0.256, i=13.0^o.

4 Веста.
Третий по размеру астероид, по-видимому, имеет оливиновую мантию, покрытую базальтовой корой, что указывает на процесс дифференциации вещества. Изображение Весты получено Космическим телескопом им. Хаббла в 1995 г.
m=3·10²⁰ кг, d=526 км, P=5.342 ч, T=3.63 год, a=2.362 а.е., e=0.088, i=7.1^o.

243 Ида.
28 августа 1993 г. межпланетная станция "Галилео" передала изображения астероида, на которых был обнаружен малый спутник "Дактиль".
m=1017кг, d=58x23 км, P=4.633 ч, T=4.84 год, a=2.862 а.е., e=0.044, i=2.1^o.

253 Матильда.
Один из приближающихся к Земле астероидов. 7 февраля 1996 г. НАСА запустило аппарат "NEAR" (Near Earth Asteroid Rendezvous), который 27 июня 1997 г., по пути к астероиду Эрос, исследовал с пролетной траектории астероид Матильду.
m=2·10¹⁷кг, d=61 км, P=418 ч, T=4.31 год, a=2.645 а.е., e=0.266, i=6.7^o.

433 Эрос.
Аппарат "NEAR" должен 9 января 1999г. сблизиться с Эросом и выйти на орбиту вокруг него с минимальной высотой 24 км над поверхностью.
m=5·10¹⁵кг, d=41x15x14 км, P=5.270 ч, T=1.76 год, a=1.458 а.е., e=0.223, i=10.8^o.

951 Гаспра.
Изображения поверхности получены межпланетной станцией "Галилео" 29 октября 1991 г.
m=10¹⁶ кг, d=19x12x11 км, P=7.042 ч, T=3.29 год, a=2.210 а.е., e=0.146, i=5.1^o.

1566 Икарус.
Его высокоэксцентричная орбита пересекает орбиту Земли.
m=10¹² кг, d=1.4 км, P=2.273 ч, T=1.12 год, a=1.078 а.е., e=0.827, i=23.0^o.

1620 Географ.
К этому астероиду был запланирован подлет межпланетного аппарата НАСА "Клементина", но ошибка компьютера нарушила выполнение этого плана.
m=4·10¹² кг, d=2.0 км, P=5.222 ч, T=1.39 год, a=1.244 а.е., e=0.335, i=13.3^o.

1862 Аполлон.
Его орбита пересекает орбиту Земли.
m=2·10¹² кг, d=1.6 км, P=3.063 ч, T=1.81 год, a=1.486 а.е., e=0.566, i=6.4^o.

2060 Хирон.
Движется по хаотической эксцентричной орбите между Сатурном и Ураном. В 1995 г., приближаясь к перигелию, который он прошел 14 февраля 1996 г., проявил себя как комета.
m=4·10¹⁸ кг, d=180 км, P=5.9 ч, T=50.7 год, a=13.699 а.е., e=0.383, i=6.9^o.

2530 Шипка.
В октябре 2008 г. намечен пролет рядом с этим астероидом межпланетного аппарата "Розетта" по пути к комете Виртанена.
T=5.25 год, a= 3.020 а.е., e=0.123, i=10.1^o.

3840 Мимистробель.
В сентябре 2006 г. планируется пролет рядом с ним межпланетного аппарата "Розетта".
T=3.38 год, a=2.250 а.е., e=0.082, i=3.9^o.

4179 Тутатис.
Сближающийся с Землей астероид; вероятно, двойной. Судя по радарным измерениям в Аресибо и Голдстоуне, состоит из соприкасающихся (?) объектов диаметром 2.5 и 1.5км.
m=5·10¹³кг, d=4.6x2.4x1.9 км, T=1.10 год, a=0.921 а.е., e=0.634, i=0.5^o.

4769 Касталия.
Сближающийся с Землей астероид, имеющий форму земляного ореха; диаметр каждой половинки ca.0.75 км. Радарное изображение получено в Аресибо.
m=5·10¹¹кг, d=1.8x0.8 км, T=0.41 год, a=0.550 а.е., e=0.483, i=8.9^o.

Список литературы:

- А.Е. Криволуцкий «Голубая планета»

Москва «Мысль» 1985 г.

- Большая Советская Энциклопедия

- А. Н. Симоненко "Астероиды или тернистые пути исследований"

Москва "Наука", 1985 г.

- М.М. Дагаев, В.М. Чаругин «Астрофизика»

Москва «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1988 г.

- Ю. А. Рябов "Движение небесных тел"

Москва "Наука", 1988 г.

- М. М. Дагаев, В.М. Чаругин "Астрофизика"

Москва "Просвещение", 1988 г.

- Флейшер М. Словарь минеральных видов.

Москва "Мир", 1990 г.

- Угроза с неба: рок или случайность? (Под ред. А.А. Боярчука).

Москва "Космосинформ", 1999 г.