Семейства астероидов

Немногочисленные объекты  были открыты и между кольцом  астероидов и орбитой Юпитера. Некоторые  из них могут близко подходить  к орбите Юпитера и даже выходить за ее пределы. Однако астероиды, орбиты которых целиком лежали бы за пределами  орбиты Юпитера, не были известнытны 
до 1977 г., хотя на основании общих космогонических соображений неоднократно высказывались идеи о возможности существования крупных тел 
между орбитами Юпитера и Сатурна, являющихся, как и астероиды, сохранившимися остатками протопланетных тел.

В октябре 1977 г. Чарльз Ковал  в США открыл небывало далекий  объект : он двигался на расстоянии 16,7 а. е. от Солнца и получил предварительное  обозначение 1977 UB. Из-за большого расстояния объект очень медленно перемещался  на фоне звезд, и потребовалось бы очень долго следить за ним, чтобы  определить его орбиту с большой  точностью.

Однако через несколько  месяцев, после предварительного определения  орбиты и расчетов прошлых эфемерид, изображение объекта удалось  найти на старых снимках неба, сделанных  в разных обсерваториях в 1976, 1969, 1962, 1941 гг. и даже в 1895 г. Объект получил  название Хирон и номер 2060.

В настоящее время Хирон  движется по орбите с большой полуосью a=13,70 a. e., затрачивая на одно обращение  вокруг Солнца 50,7 года.

Его орбита довольно эксцентрична (e=0,379), так что перигелий находится  слегка внутри орбиты Сатурна (q=8,51 a. e.), а афелий почти у самой орбиты Урана (q'=18,90 a. e.). Орбита Хирона наклонена  к плоскости эклиптики всего  на 6o,9. Размеры самого тела составляют 160-640 км.р

7. Движение  астероидов

Все открытые до сих пор  астероиды обладают прямым движением : они движутся вокруг Солнца в ту же сторону, что и большие планеты (i<90o). У подавляющего большинства  астероидов орбиты не сильно отличаются друг от друга : они слабо эксцентричны и имеют малый или умеренный  наклон. Поэтому-то почти все астероиды  движутся, оставаясь в пределах тороидального  кольца. Сечение этого кольца плоскостью zr, перпендикулярной плоскости эклиптики  и проходящей через Солнце. Границы  кольца несколько условны : пространственная плотность астероидов (число астероидов в единице объема) падает по мере удаления от центральной части, что  на рисунке отражено менее густой штриховкой периферических областей сечения. Если по мере движения астероида по орбите упомянутую плоскость zr вращать (вокруг оси, перпендикулярной плоскости  эклиптики и проходящей через  Солнце) вслед за астероидом (так, чтобы  он все время оставался в этой плоскости), то астероид за один оборот опишет в этой плоскости некоторую  петлю. Примеры таких петель показаны на рисунке. Большая часть подобных петель лежит в пределах заштрихованной области, как у Цереры и Весты, движущихся по малоэксцентричным и  мало наклоненным орбитам. У немногих астероидов из-за значительного эксцентриситета  и наклона орбиты петля, как у  Паллады (i=35o), выходит за пределы  этой области или даже целиком  лежит вне ее, как у атонцев. Поэтому астероиды встречаются  и вдали за пределами кольца.

Объем пространства, занятого кольцом-тором, где движется 98 % всех астероидов, огромен - около 1,6*1026 км3. Для  сравнения укажем, что объем Земли  составляет всего 1012 км3.м3.

Большие полуоси орбит  астероидов, принадлежащих кольцу, заключены в интервале от 2,2 од 3,2 а. е. Астероиды движутся по орбитам  с линейной (гелиоцентрической) скоростью  около 20 км/с, затрачивая на один оборот вокруг Солнца от 3 до 9 лет. Их среднесуточное движение заключено в пределах 400-1200''.

Эксцентричность этих орбит  невелики - от 0 до 0,2 и редко превышает 0,4. Но даже при очень малом эксцентриситете, всего в 0,1, гелиоцентрическое расстояние астероида во время движения по орбите меняется на несколько десятых долей  астрономической единицы, а при e=0,4 на 1,5 - 3 а. е., в зависимости от размеров орбиты.

Наклон орбит к плоскости  эклиптики составляют обычно от 5 до 10o. Но при наклоне в 10o астероид может  отклониться от плоскости эклиптики  примерно на 0,5 а. е., при наклоне 30o гходить  от нее на 1,5 а.е.

По среднесуточному движению астероиды принято делить на пять групп (рис. 5). Многочисленные по составу  группы I, II и III включают астероиды, движущиеся, соответственно, во внешней (наиболее удаленной от Солнца), центральной  и внутренней зонах кольца. В центральной  зоне преобладают астероиды сферической  подсистемы, тогда как во внутренней зоне 3/4 астероидов являются членами  плоской системы.

По мере перехода от внутренней зоны к внешней становиться все  больше круговых орбит: в группе III эксцентриситет e<0,14 имеют всего 36% астероидов, в  группе II таких 44%, а в группе III -60%. Вероятно, это объясняется тем, что  Юпитер, движущийся за внешней окраиной кольца, "вычистил" свои окрестности : тела на больших эксцентричных  орбитах могли, приближаясь к  Юпитеру, испытывать сильные возмущения с его стороны и в результате выметались из кольца и даже из планетной  системы. Сохранились лишь тела на менее  эксцентричных орбитах, недостижимые для этого гиганта Солнечной  системы.

Все астероиды кольца находятся, если так можно выразиться, в безопасной зоне. Но и они все время исаытывают возмущения со стороны планет. Самое  сильное воздействие на них оказывает, конечно, Юпитер.

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

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

Орбита астероида вращается  так, что нормаль к ее плоскости, восстановленная в том фокусе, где находится Солнце, описывает  конус.

При этом линия узлов вращается  в плоскости эклиптики с более  или менее постоянной скоростью  по часовой стрелке. В течение  одного оборота наклонение, эксцентриситет, перигелийное и афелийное расстояния испытывают два колебания. Когда линия узлов совпадает с линией аспид (а это случается дважды за один оборот), наклон оказывается максимальным, а эксцентриситет минимальным. Форма орбиты становится ближе к круговой, малая полуось орбиты увеличивается, перигелий максимально отодвинут от Солнца, а афелий приближен к нему (поскольку q+q'=2a=const). Затем линия узлов смещается, наклон уменьшается, перигелий движется к Солнцу, афелий - прочь от него, эксцентриситет растет, а малая полуось орбиты сокращается. Экстремальные значения достигаются, когда линия узлов оказывается перпендикулярной линии аспид. Теперь перигелий расположен ближе всего к Солнцу, афелий дальше всего от него, и обе эти точки сильнее всего отклоняются от эклиптики.

Исследования эволюции орбит  на длительных промежутках времени  показывают, что описанные изменения  включаются в изменения еще большего периода, происходящие с еще большими амплитудами колебаний элементов, причем в движение включается и линия  аспид.

Итак, каждая орбита непрерывно пульсирует, да и к тому же еще  и вращается. При малых e и i их колебания  происходят с малыми амплитудами. Почти  круговые орбиты, лежащие к тому же вблизи плоскости эклиптики, меняются едва заметно. У них все сводится к легкой деформации и слабому  отклонению то одной, то другой части  орбиты от плоскости эклиптики. Но чем  больше эксцентриситет и наклон орбиты, тем сильнее проявляются возмущения на больших промежутках времени.

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

8. Форма  и вращение астероидов

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

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

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

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

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

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

9. Температура  астероидов

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

Единственным постоянным источником тепла для астероидов остается Солнце, далекое и поэтому  греющее очень плохо. Нагретый астероид излучает в космическое пространство тепловую энергию, причем тем интенсивнее, чем сильнее от нагрет. Потери покрываются  поглощаемой частью солнечной энергии, падающей на астероид, которая убывает  обратно пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния. Опираясь на эти рассуждения и используя  закон Стефана-Больцмана, получили, что у С-астероидов на расстоянии 2,76 а. е. от Солнца (среднее расстояние Цереры) максимальная температура в  подсолнечной точке достигает 170 К, а на расстоянии 5,2 а. е. (среднее расстояние троянцев) - 125 К. Светлые S-астероиды  согреваются хуже, потому что из-за большого альбедо они поглощают  примерно на 10% меньше солнечной энергии. Такие светлые астероиды, как  Веста, поглощают примерно на 20% меньше солнечной энергии.