Текст книги "Астрономия. Популярные лекции"

Автор книги: Владимир Сурдин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 9 (всего у книги 16 страниц)

Рис.7.2. Кратер Оккатор диаметром 80 км. На его дне видны отложения льда или солей. Это самое яркое из светлых пятен, замеченных «Хабблом».

Наличие водяного льда под поверхностью делает Цереру в геологическом смысле более живым телом, чем Луна, хотя Церера намного меньше Луны. Кстати, и метеоритных кратеров на поверхности Цереры не так много, как ожидалось, что говорит о действии процессов эрозии, возможно, связанных с активностью недр.

Рис.7.3. Ледяная гора Ахуна близ экватора Цереры. Высота этого криовулканического купола – немногим более 4 км, диаметр у основания – около 20 км. Слева – фото с орбиты, справа – компьютерная модель, созданная по снимкам в разных ракурсах.

Один из самых интересных объектов на поверхности Цереры – ледяная гора Ахуна (Ahuna). Это криовулкан, результат истечения воды из недр и ее намерзания на склонах. Средняя температура поверхности Цереры у экватора – около –118  °C, а максимальная не превышает −40 °C. Но и при этой температуре лед обладает определенной вязкостью, так что долго такой объект существовать не может. И расчеты, и малое количество метеоритных кратеров на склонах говорят о том, что возраст Ахуны – не более нескольких сотен миллионов лет.

Не исключено, что криовулканизм на Церере в нашу эпоху стимулируется внешними ударами. Например, ледяная гора Ахуна лежит недалеко от антиподной точки крупнейшей ударной структуры на Церере – 280-километрового бассейна Керван (Kerwan). Часть энергии мощного удара переносится сейсмической волной и концентрируется в диаметрально противоположной области планеты, взламывая кору и растапливая ледяную массу под ней, особенно если та насыщена солями. Кстати, склоны Ахуны действительно насыщены натриевой солью угольной кислоты, т. е. карбонатом натрия (Na₂CO₃). Подобные структуры-антиподы встречаются и на других безатмосферных планетах, например на Меркурии и на Луне. Криовулканы – тоже не редкость. Но уникальность Ахуны в том, что это ближайший к Солнцу криовулкан.

Как видим, Церера оказалась очень интересным и сравнительно легко доступным телом. Ее масса составляет почти треть полной массы Главного пояса астероидов и при этом лишь около 1,3 % от массы Луны (из чего следует, что весь пояс астероидов в 25 раз легче Луны!) Период суточного вращения Цереры – 9 часов. Ускорение силы тяжести на ее поверхности – всего 28 см/с², т. е. в 35 раз меньше земного. Вторая космическая скорость у поверхности – 0,5 км/с. Это открывает хорошую перспективу для посадки зонда на поверхность Цереры и доставки на Землю ее вещества.

Рис.7.4. Планеты-карлики с их спутниками и Земля для сравнения. Вид поверхности Эриды, Макемаке и Хаумеи придуман художником: мы пока знаем лишь их размер и форму.

Орбиты остальных четырех карликовых планет целиком или частично лежат в поясе Койпера. Все они заметно крупнее Цереры и все обладают спутниками, что дает возможность определять их массу. «Патриарх» этой группы – Плутон. Он самый большой по размеру и второй по массе (после Эриды) из известных карликовых планет. Как и другие объекты пояса Койпера, Плутон состоит изо льда и камня. По массе он в 6 раз, а по объему в 3 раза меньше Луны. У Плутона есть крупный спутник – Харон, открытый с Земли в 1978 г. Диаметром он лишь вдвое, а массой в 8 раз меньше самой планеты. Харон движется по круговой орбите с периодом 6,4 сут на расстоянии около 20 тыс. км от Плутона. Поскольку центр масс системы Плутон—Харон лежит в пространстве между ними, вне пределов их тел, эту пару нередко называют двойной карликовой планетой. Вокруг Плутона и Харона обращаются четыре маленьких спутника (Кербер, Никта, Гидра и Стикс) диаметрами от 6 до 50 км.

Рис.7.5. Наилучшие изображения Плутона, полученные издалека (от Земли). Слева: изображение восстановлено математическим методом по результатам наземных изменений яркости Плутона в период прохождения перед ним Харона (1985–1990). Справа: изображение восстановлено по вариациям яркости, вызванным суточным вращением Плутона и наблюдавшимся космическим телескопом «Хаббл».

По стечению обстоятельств первый космический зонд добрался до Плутона лишь на несколько месяцев позже, чем до Цереры, – в июле 2015 г. Это был «New Horizons» (NASA), пролетевший вблизи Плутона и его спутников и передавший детальные снимки их поверхностей. Осуществление этого проекта заняло более 26 лет: 14 лет потребовалось, чтобы проработать проект и добиться его финансирования, еще 4 года – чтобы построить и запустить космический аппарат, и затем более 9 лет, чтобы он пролетел через Солнечную систему к самой далекой планете (в день запуска, 19 января 2006 г., Плутон еще формально входил в категорию больших планет). После встречи с Плутоном передача на Землю всех собранных о нем и его свите данных продолжалась около полутора лет. Их детальное изучение началось только в конце 2016 г.

До этого момента о Плутоне было известно очень мало. Даже космический телескоп «Хаббл» лишь с трудом различал его диск с несколькими крупными деталями альбедо на нем. Правда, именно «Хаббл», и только он, смог в 2011–2012 гг. обнаружить 4 малых спутника Плутона. Но в результате экспедиции «New Horizons» мы узнали о Плутоне, Хароне и их спутниках гораздо больше интересного и неожиданного, чем смогли дать все наблюдения издалека.

Детальные снимки Плутона поразили нас тем, что эта маленькая планета оказалась в геологическом смысле живым телом. Хотя бóльшая часть поверхности Плутона, судя по множеству метеоритных кратеров на ней, весьма древняя, все же значительная доля поверхности залита свежим льдом, т. е. геологически молода.

Рис.7.6. Плутон. Контраст цвета усилен. Фото: «New Horizons» (NASA).

В целом поверхность Плутона покрыта летучими льдами – замерзшими азотом, метаном, монооксидом углерода и этаном. При температуре и давлении, царящих на Плутоне, азот, метан и монооксид углерода являются летучими и могут перемещаться путем сублимации и конденсации. Самое летучее вещество из них – азот, поэтому крайне разреженная атмосфера Плутона более чем на 99 % состоит именно из него. На поверхности азот и метан не образуют чистых льдов, а составляют твердый раствор друг в друге, причем где-то в нем преобладает азот, а где-то метан. Монооксид углерода также растворен в летучих льдах.

Рис.7.7. Равнина Спутника. Контраст цвета усилен. Фото: «New Horizons» (NASA).

На полушарии Плутона, детально сфотографированном зондом «New Horizons» в момент наибольшего сближения с планетой (рис. 7.7.), выделяется обширная светлая Область Томбо (Tombaugh Regio), названная в честь первооткрывателя планеты Клайда Томбо, и особенно ее левая часть – Равнина Спутника (Sputnik Planitia), названная в честь нашего первого спутника 1957 года. Но дело, разумеется, не в названии, а в том, что лед, покрывающий Равнину Спутника, практически полностью лишен метеоритных кратеров, следовательно, он недавно образовался в этой части планеты. Возраст этой поверхности – не более 10 млн лет.

Рис.7.8. Поверхность Равнины Спутника с признаками криовулканической активности. Фото: «New Horizons» (NASA).

Равнина Спутника – это депрессия размером 1400÷750 км и глубиной 3–4 км, заполненная льдами азота, метана и монооксида углерода. Ее поверхность плоская, гладкая и белая. С запада ее окаймляют горы из водяного льда (рис. 7.8). Их форма, состав и расположение оставляют впечатление, что это блоки ледяной коры Плутона, всплывшие в более плотном и пластичном азотном льду.

Равнина Спутника расположена в экваториальной области Плутона, которую регулярно – половину каждых плутонианских суток – освещает Солнце. В результате все летучие льды оттуда испарились, обнажив темно-красный слой толинов – смеси органических сополимеров, образующихся в атмосфере планеты из простых органический соединений, таких как метан и этан, под действием ультрафиолетового излучения Солнца. В этом довольно темном экваториальном поясе Плутона Равнина Спутника выделяется своей яркостью и белым цветом, что было замечено еще по наблюдениям с космическим телескопом «Хаббл». Поверхность равнины разбита на блоки скругленно-многоугольной формы, которые явно подвижны и напоминают глетчеры, т. е. ледники. Вероятно, это вершины конвективных ячеек. Источник энергии, поддерживающий конвекцию мягких льдов, пока не ясен. Это может быть распад радиоактивных элементов в недрах Плутона или остаточное тепло от падения крупного метеорита. Не исключено также, что падение метеорита произошло в диаметрально противоположной точке Плутона, где виден огромный кратер, а сейсмические волны сконцентрировались и выделили тепло в районе Равнины Спутника.

Яркая молодая поверхность Равнины Спутника обязана своей уникальностью двум эффектам. Во-первых, медленное конвективное движение льдов постоянно обновляет эту поверхность с характерным временем менее 1 млн лет. Во-вторых, высокое альбедо ледника снижает его температуру и создает на его поверхности холодную ловушку: атмосферные газы конденсируются преимущественно на Равнине Спутника, покрывая ее свежими льдами и поддерживая в стабильном состоянии на масштабах времени в десятки миллионов лет.

На западном краю полушария, над которым пролетел «New Horizons», лежит Земля Веги (Vega Terra), названная в честь советских космических зондов «Вега-1 и -2». Эта область отличается обилием ударных кратеров с темным дном и светлой каймой из метанового снега. Было неясно, почему метановый лед лежит только на кромках кратеров и почему этот эффект не проявляется на остальной поверхности Плутона. Выяснилось, однако, что температура атмосферы Плутона возрастает с высотой. На поверхности в низинах могут конденсироваться и азот, и метан, но, поскольку доля азота в атмосфере Плутона превышает 99 %, образующийся иней состоит в основном из азота. В горах же на большой высоте и на кромках кратеров температура оказывается слишком высокой для конденсации азота, и там конденсируется один метан.

C 1989 г. Плутон, пройдя перигелий, удаляется от Солнца, и, казалось бы, его атмосфера должна постепенно замерзать на его поверхности, а атмосферное давление – падать. Но наблюдения покрытий Плутоном звезд и данные зонда «New Horizons» показывают, что с 1988 до 2015 г. атмосферное давление выросло примерно втрое. Вероятно, это связано с тем, что в 1987 г. северный полюс Плутона впервые за 124 года вышел из тени, что способствовало испарению азота из его полярной шапки. А южный полюс, нагревавшийся до этого солнечными лучами, еще не успел остыть настолько, чтобы в его окрестности мог конденсироваться азот. Вполне возможно, что атмосфера Плутона остается газообразной даже в районе афелия, когда планета максимально удаляется от Солнца.

Из-за малой силы тяжести плотность атмосферы на Плутоне медленно меняется с высотой. Особенно это заметно на больших высотах, где с высотой растет температура. Поэтому можно было бы ожидать, что в результате диссипации (т. е. вылета атомов из атмосферы в космос) Плутон быстро теряет атмосферный газ. Но, как показали наблюдения с борта «New Horizons», утечка азота из атмосферы в космос в 10 тыс. раз меньше, чем ожидалось. А расчеты говорят, что при сравнительно небольшом росте температуры поверхности давление атмосферы Плутона может возрасти настолько, что превзойдет давление марсианской атмосферы и позволит существовать на поверхности планеты жидкому азоту. Косвенным указанием на это служит деталь рельефа Плутона – долина между гор с очень ровной поверхностью, похожая на замерзшее озеро. Вероятно, это свидетельство той эпохи, когда Плутон имел более плотную атмосферу и на его поверхности могла существовать жидкость.

Рис.7.9. Харон. Контраст цвета усилен. Фото: «New Horizons» (NASA).

«Младший брат» Плутона – Харон – тоже оказался очень интересным небесным телом. Его средняя плотность немного меньше, чем у Плутона, т. е. в составе Харона больше льдов и меньше каменистых пород. В отличие от поверхности Плутона, которая состоит из азотного и метанового льда, на поверхности Харона доминирует менее летучий водяной лед.

Альбедо поверхности Харона меняется в зависимости от широты – от светлого экватора к темным полюсам (у большинства планет – наоборот!). В северной полярной области Харона есть большая темная область, которую научная команда «New Horizons» неофициально назвала «Мордором». Разница в цвете объясняется, как полагают, конденсацией газов из атмосферы Плутона. Из-за большого наклона оси вращения Плутона и Харона к плоскости их околосолнечной орбиты (60° без учета направления вращения) в их околополярных областях происходят обширные и длительные полярные дни и ночи. Зимой, т. е. полярной ночью, температура опускается до −258 °С, и газы (азот, монооксид углерода и метан) конденсируются на поверхности; затем под действием солнечной радиации они вступают в химическую реакцию с образованием толинов – темных красноватых соединений. Позже, когда поверхность спутника снова нагревается Солнцем, температура на полюсе поднимается до −213 °С, газы улетучиваются, и на поверхности остаются толины. Из-за более высокого альбедо Плутон холоднее, и на нем этот эффект выражен не так заметно.

Поверхность Харона демонстрирует мощные следы геологической активности, и не исключено, что его внутреннее строение является дифференцированным. Согласно некоторым моделям, под поверхностью этого спутника может содержаться жидкость.

Малые тела Солнечной системы – астероиды и кометы

Термин «малое тело Солнечной системы» (small Solar system body, SSSB) принят Международным астрономическим союзом в 2006 г. для обозначения всех объектов Солнечной системы, не являющихся классическими планетами (от Меркурия до Нептуна) или планетами-карликами (Плутон и др.). Таким образом, в группу SSSB попали все кометы, все астероиды внутри орбиты Юпитера (за исключением Цереры, отнесенной к планетам-карликам), все «кентавры» (centaur), движущиеся между орбитами планет-гигантов, все «троянцы», движущиеся по орбитам планет синхронно с ними, а также почти все объекты за орбитой Нептуна (trans-Neptunian object, TNO), кроме Плутона, Макемаке, Хаумеи и Эриды, отнесенных к планетам-карликам. Спутники планет не входят в число малых тел Солнечной системы.

Традиционно астрономы называют астероидами небольшие каменные тела, а кометами – небольшие ледяные объекты. Разумеется, в состав и тех и других входит и минеральное вещество (включая металлы), и замерзшие газы (льды), просто у астероидов преобладает тугоплавкое вещество, а у комет – летучее. В этом смысле деление малых тел на астероиды и кометы напоминает деление планет на землеподобные и газово-ледяные, хотя порой трудно отнести конкретное тело к тому или иному типу.

А что означает «небольшие тела»? Это значит, что своей гравитацией они не способны преодолеть собственную жесткость и придать своему телу более или менее сфероидальную форму, т. е. привести свои недра в состояние гидростатического равновесия. Расчеты показывают, что ледяные тела принимают округлую форму при диаметре более 400 км, а льдисто-каменистые тела типа Цереры – при диаметре более 900 км. Наблюдения подтверждают это: планета-карлик Церера диаметром 946 км шарообразна при небольшом полярном сжатии, вызванном осевым вращением, а крупнейшие астероиды Веста (573×557×446 км), Паллада (550×516×476 км) и Гигея (530×407×370 км) заметно угловаты.

Астероиды

Размеры астероидов намного меньше, чем обычных планет, поэтому раньше астероиды называли малыми планетами. В последнее время термин «малые планеты» употреблять не рекомендуется, чтобы не возникало путаницы с официально принятым термином «планеты-карлики», прототипом которых стал Плутон и в число которых попал крупнейший астероид – Церера. После выделения планет-карликов в самостоятельную группу среди астероидов действительно остались только твердые тела, вещество которых способно сопротивляться гравитационному сжатию. По этой причине астероиды менее подвержены внутренней эволюции, чем планеты: например, для недр астероидов не характерна, хотя и возможна, гравитационная дифференциация вещества. Кроме того, они слабее сопротивляются внешним факторам – ударной переработке поверхности и эволюции орбиты. В этом смысле после выделения планет-карликов класс астероидов стал более однородным. Однако при описании астероидов до сих пор нередко упоминают и Цереру – как в силу традиции, так и по причине ее пограничного положения, позволяющего считать это тело переходным между астероидами и планетами-карликами.

Рис.7.10. Луна, планета-карлик Церера и крупнейший астероид Веста в одином масштабе. Фото Весты и Цереры получены космическим зондом «Dawn» (NASA) соответственно в 2011 и 2015 гг.

До появления современных телескопов с ПЗС-камерами астероиды открывали в основном в пространстве между орбитами Марса и Юпитера, получившем название «Главный пояс астероидов». Постепенно, по мере совершенствования астрономической техники, кроме классических астероидов Главного пояса наблюдатели стали обнаруживать все больше объектов внутри орбиты Марса и даже внутри орбиты Земли, а также за орбитой Юпитера и даже Сатурна. Тем не менее в пределах орбит больших планет, т. е. до расстояния 40 а. е. от Солнца, подавляющая доля астероидов все же населяет именно Главный пояс между орбитами Марса и Юпитера.

Рис.7.11. Сравнительные размеры Луны и первых (в порядке обнаружения) десяти астероидов. Крупнейший из них – Церера – теперь относится к семейству планет-карликов.

Говорить о детальном изучении далеких астероидов пока не приходится, но внутри орбиты Юпитера они изучены неплохо. Крупных тел среди них мало: только у 30 из них диаметр превышает 200 км, еще около 170 тел имеют диаметры от 200 до 100 км; количество астероидов с диаметрами более 10 км оценивается в 10  000, а с диаметром более 1 км – порядка 750  000. Поэтому не исключено, что скоро будут «инвентаризованы» все астероиды диаметром более 1 км, которые могут представлять угрозу для земной биосферы в целом. По оценкам, в Солнечной системе существуют миллионы астероидов размером с крупный булыжник.

В 2018 г. полное число зарегистрированных астероидов перевалило за 780  000; количество астероидов с надежно вычисленными орбитами, получивших порядковые номера, вплотную приблизилось к 524  000, а собственные имена присвоены уже приблизительно 22 тысячам астероидов. Текущую статистику астероидов и комет можно найти здесь: https://www.minorplanetcenter.net/mpc/summary, а список собственных имен астероидов – здесь: https://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/MPNames.html.

Обсуждая Цереру, мы уже выяснили, что полная масса вещества в Главном поясе астероидов невелика: сейчас она оценивается в 3 · 10²¹ кг (т. е. 4 % массы Луны) и в будущем существенно не возрастет, поскольку основное вещество сосредоточено в самых крупных телах. Например, в четырех крупнейших из них (Церера, Веста, Паллада, Гигея) в сумме содержится 51 % массы Главного пояса. С уменьшением размера и массы астероидов их число возрастает, но не очень быстро. Даже если будут открыты еще сотни тысяч мелких тел, это незначительно изменит полную массу Главного пояса. За орбитой Плутона – в поясе Койпера и далее – вещества может быть существенно больше, чем в Главном поясе астероидов. Но далекие области Солнечной системы изучены пока недостаточно.

Все астероиды, как и вообще все космические объекты, вращаются вокруг своей оси. Данные о вращении нескольких из них получены путем прямых наблюдений их поверхности с борта межпланетных зондов. Для изучения формы и скорости вращения астероидов, сближающихся с Землей, используется радиолокация, а о вращении и форме остальных астероидов свидетельствует переменность их оптического блеска: период переменности соответствует периоду вращения, а амплитуда переменности указывает на отличие формы тела от сферы с однородной поверхностью. Этим методом исследовано уже около 16 тыс. астероидов.

Периоды вращения астероидов заключены в очень широких пределах – от долей минуты до двух месяцев. Но у большинства из них период составляет от 2 до 20 час.  Центробежным силам, связанным с вращением и стремящимся разорвать тело астероида, препятствуют прочность его вещества и самогравитация. У небольших тел основную роль играет прочность, у крупных – гравитация. Самые медленно вращающиеся астероиды – это 846 Lipperta (период 1641 час = 68,4 сут), 912 Maritima (1332 час) и 9165 Raup (1320 час). Все они крупные, диаметром от 4,6 до 82 км. С другой стороны, все быстро вращающиеся астероиды очень маленькие, диаметром порядка 10 м. Их периоды начинаются от 16 сек, хотя каменный монолит такого размера мог бы вращаться значительно быстрее. Это говорит о рыхлой структуре астероидных тел.

Многие астероиды имеют форму земляного ореха или гантели, что с большой вероятностью указывает на мягкое столкновение и слипание отдельных тел в прошлом. Яркий пример – астероид Итокава, две половинки которого по своей средней плотности различаются в 1,6 раза (рис. 7.12). Обнаружено немало двойных астероидов и даже тройные, у которых отдельные части не находятся в прямом контакте друг с другом, а обращаются вокруг общего центра масс. У многих астероидов километровых размеров есть маленькие спутники размером в десятки и сотни метров, обращающиеся на расстоянии от единиц до тысяч километров от главного тела. Происхождение таких астероидных систем может быть связано как с центробежным разрывом одного тела, так и со столкновением двух тел.

Рис.7.12. Вверху: астероид Итокава (25143 Itokawa) размером 535×294×209 м (фото: межпланетный зонд «Хаябуса», Япония). Внизу: схематическое изображение астероида, на котором указана средняя плотность двух его частей.

Классификация астероидов основывается на параметрах их орбит и спектрах солнечного света, отраженного и поглощенного, а затем переизлученного их поверхностью. Для подавляющего числа астероидов пока измерены лишь эти их характеристики. Исследования астероидов с близкого расстояния с помощью космических зондов пока продвинулись не слишком далеко: к середине 2018 г. межпланетные аппараты 9 раз пролетали вблизи астероидов, трижды выходили на орбиту вокруг них (это были Эрос, Итокава и Веста) и дважды касались их поверхности (Эрос, Итокава). При этом лишь с поверхности Итокавы были доставлены на Землю несколько крупиц вещества. До сих пор не было ни одной успешной посадки на поверхность астероидов и исследования их недр.

Рис.7.13. (вверху). Астероид 243 Ида и ее маленький спутника Дактиль. Фото сделано зондом «Галилео» (NASA) в 1993 г. с расстояния 10  500 км. Длина Иды – 58 км, а ее ось вращения ориентирована вертикально с небольшим наклоном вправо.

Рис.7.14. Дактиль – спутник 243 Иды. Размеры Дактиля 1,2 × 1,4 × 1,6 км. Неизвестно, является он осколком Иды или был захвачен ею из числа самостоятельных астероидов. Снимок сделан 28 августа 1993 г. зондом «Галилео» с расстояния около 4000 км, за 4 минуты до его наиболее тесного сближения с астероидом Ида.

По параметрам орбит астероиды принято делить на группы и семейства.

Группы астероидов – это относительно свободные образования, связанные каким-либо одним параметром орбиты; пример – группа астероидов, пересекающих орбиту Меркурия (или Венеры, или Земли…). Еще пример – группа астероидов, движущихся синхронно с какой-либо планетой вдоль ее орбиты в окрестности точек либрации L₄ и L₅. Такие астероиды называют троянцами данной планеты; особенно много троянцев у Юпитера. Нередко группы делятся на подгруппы, или типы. Например, троянцы Юпитера состоят из двух подгрупп, одна из которых отстает от Юпитера вдоль его орбиты на 60° (это собственно троянцы), а другая опережает его на те же 60° (это греки).

Рис.7.15. Астероиды «греки» и «троянцы» на орбите Юпитера в районе точек Лагранжа L₄ и L₅ (рисунок)

Обычно группа или подгруппа получает название по имени первого астероида, который был обнаружен на орбите данного типа. Например, группа астероидов, пересекающих орбиту Земли, состоит из двух подгрупп – Атона и Аполлона. У астероидов типа Атона (2062 Aten) большая полуось орбиты меньше, чем у Земли, но расстояние в афелии больше перигелийного расстояния Земли; эти астероиды в основном движутся внутри орбиты Земли и только в окрестности афелия могут ее пересечь. У астероидов типа Аполлона (1862 Apollo) перигелийное расстояние меньше, чем афелийное расстояние Земли, поэтому они могут проникать внутрь земной орбиты и при этом пересекать ее.

Более обширную группу составляют астероиды, сближающиеся с Землей (Near-Earth Asteroids = NEA), перигелийные расстояния которых не превышают 1,3 а. е. Кроме подгрупп Атона и Аполлона, к ним относятся астероиды типа Амура (1221 Amor) и Атиры (163693 Atira). Первые движутся вне орбиты Земли, а вторые – внутри нее. Астероиды этих четырех типов – Атона, Аполлона, Амура и Атиры – иногда называют АААА-астероидами. Из их числа выделяют потенциально опасные астероиды (Potentially Hazardous Asteroids = PHA), орбиты которых сближаются с орбитой Земли менее чем на 0,05 а. е. (около 7,5 млн км). В середине 2018 г. было известно 18 433 NEA и 1922 PHA.

Генетической связи между астероидами, входящими в одну группу или подгруппу, обычно нет. Под действием гравитационных возмущений со стороны массивных планет астероиды нередко меняют свои орбиты и поэтому могут переходить из одной группы в другую.

Иное дело – семейства астероидов. В смысле особенностей движения их членов это более однородные коллективы, близкие друг к другу по нескольким орбитальным параметрам. В 1915–1918 гг. японский астроном Кийогуцу Хираяма (1874–1943) впервые выделил 5 семейств астероидов: Флоры, Фемиды, Эос, Корониды и Марии, которые обычно называют семействами Хираямы. Он обнаружил, что члены каждого такого динамического семейства имеют сходные орбитальные элементы – большую полуось, эксцентриситет и наклонение орбиты, – что, вероятно, указывает на их генетическое родство. Возможно, это осколки одного родительского тела, разрушенного столкновением. Сейчас, открыв сотни тысяч новых астероидов, астрономы выделяют среди них 20÷30 густонаселенных семейств и около сотни малонаселенных. Почти 35 % астероидов Главного пояса входят в состав семейств. Общая точка зрения по-прежнему состоит в том, что семейства образовались при разрушении крупных астероидов от столкновений с себе подобными.

Физическая классификация астероидов фактически основывается на оптических свойствах их поверхности. Измеряются альбедо в видимом диапазоне спектра, цвет и спектр инфракрасного излучения. Высоким геометрическим альбедо обладает только Веста (A = 0,42) и ее «родственники» – вероятные осколки. У большинства же астероидов поверхность темная (A = 0,05÷0,2).

Исходная спектральная классификация астероидов была очень простой: в ней выделяли всего три типа – C, S и U.

К типу C (от carbonaceous) относили объекты с очень темной (A = 0,03÷0,10) углеродистой поверхностью. К этой группе принадлежат 75 % всех известных астероидов.

К типу S (от silicaceous) относили объекты с более светлой (A = 0,10÷0,22) силикатной, «каменной» поверхностью. К этой группе принадлежат 17 % астероидов. Среди них небольшую подгруппу составляют астероиды M-типа (от metal), в спектре которых обнаруживаются признаки свободного металла.

К типу U (от unclassified) относили оставшиеся 8 % тел, не поддававшиеся простой классификации.

Ныне, благодаря измерениям в ближнем ИК-диапазоне, спектральная классификация астероидов значительно расширена и детализирована. В ней выделено множество новых и переходных типов и подтипов.

Как оказалось, орбитальные и спектральные характеристики астероидов статистически взаимосвязаны. Во внутренней части Главного пояса астероидов, т. е. ближе к Солнцу, преобладают тела S-типа, а во внешней его части, дальше от Солнца, – тела C-типа. Расчеты небесных механиков показали, что астероиды Главного пояса движутся по устойчивым орбитам, слабо эксцентричным или близким к круговым. Они находятся в «безопасной» зоне, где минимально гравитационное влияние на них больших планет, в первую очередь Юпитера. Поэтому считается, что пространственное разделение астероидов с разным типом поверхности, т. е. состоящих из вещества разного типа, отражает исходное состояние Солнечной системы, фактически структуру протопланетного диска.

Хотя общие закономерности распределения астероидов кажутся понятными, при подробном изучении отдельных малых тел выясняется, что каждое из них уникально и имеет свою собственную, иногда весьма драматическую историю. Например, члены динамических семейств астероидов (Фемиды, Флоры, Гильды, Эос и др.), очевидно имеющие общее происхождение, заметно различаются по оптическим характеристикам, что указывает на какие-то их особенности.

Рис.7.16. Астероид Веста. Фото сделано зондом «Dawn» (NASA) в 2012 г.

Как это часто бывает в любой области науки, чем детальнее исследуется объект, тем сложнее его классифицировать и отнести к какой-либо уже существующей группе. Например, крупнейший из астероидов – Весту – нельзя считать типичным именно потому, что он был исследован значительно детальнее других, когда на орбите вокруг него в 2011–2012 гг. работал космический зонд «Dawn». Поверхность Весты неоднородна: одно ее полушарие более светлое, а другое – более темное, причем там встречаются участки с аномально низким альбедо. Считается, что более темные области соответствуют базальтовым равнинам типа лунных морей, а более светлые – сильно кратерированным возвышенностям. Веста заметно плотнее близкого к ней по размерам астероида Паллада (соответственно 3,5 и 3,0 г/см³). Расчеты показывают, что вскоре после формирования Весты началась дифференциация ее недр: образовались железо-никелевое ядро и каменная мантия. За счет тепла от распада радиоактивных изотопов ядро и значительная часть мантии Весты расплавились. В последующие эпохи происходило постепенное остывание и кристаллизация пород мантии и коры, что и привело к чрезвычайному разнообразию минералов, составляющих Весту.

В целом фигура Весты вполне шарообразна, если не считать обширной депрессии в районе южного полюса. Именно это не позволяет включить ее в группу планет-карликов. Вероятно, миллиарды лет назад Веста испытала сильный удар в область южного полюса, и оттуда откололась заметная доля массы астероида. На фотографиях видны следы этого удара – складки вдоль экватора Весты. Вероятно, это результат сжатия, вызванного ударом. Многие мелкие астероиды в Главном поясе – это обломки Весты, разлетевшиеся после того грандиозного столкновения; их легко узнать по высокому альбедо. И среди падающих на Землю метеоритов тоже нередко попадаются ее осколки.