Семейства астероидов

Если усреднить температуру  по всей освещенной поверхности, получим, что у астероидов сферической  формы средняя температура освещенной поверхности в 1,2 раза ниже, чем температура  в подсолнечной точке.

Из-за вращения астероидов температура  их поверхности быстро меняется. Нагретые Солнцем участки поверхности  быстро остывают из-за низкой теплоемкости и малой теплопроводности слагающего их вещества. В результате по поверхности  астероида бежит тепловая волна. Она быстро затухает с глубиной, не проникая в глубину даже на несколько  десятков сантиметров. Глубже температура  вещества оказывается практически  постоянной, такой же, как в недрах астероида - на несколько десятков градусов ниже средней температуры освещенной Солнцем поверхности. У тел, движущихся в кольце астероидов, ее грубо можно  принять равной 100-150 К.

Как ни мала тепловая инерция  поверхностных слоев астероида, все же, если быть совсем строгими, то следует сказать, что температура  не успевает принимать равновесного значения с изменением условий освещения. Утренняя сторона, не успевая согреваться, всешда чуть-чуть холоднее, чем следовало  бы, а вечерняя сторона оказывается  чуть-чуть теплее, не успевая остывать. Относительно подсолнечной точки возникает  легкая асимметрия в распределении  температур.

Максимум теплового излучения  астероидов лежит в области длин волн порядка 20 мкм. Поэтому их инфракрасные спектры должны выглядеть как  непрерывное излучение с интенсивностью, монотонно убывающей в обе  стороны от максимума. Это подтверждается наблюдениями 10 0 Гигии, 39 Летиции и 40 Гармонии, проведенными О. Хансеном в диапазоне 8-20 мкм.

Однако, когда Хансен попытался  на основании этих наблюдений определить температуру астероидов, она оказалась  выше расчетной (около 240 К), и причина  этого до сих пор не ясна.

Низкая температура тел, движущихся в кольце астероидов, означает, что диффузия в астероидном веществе "заморожена". Атомы не способны покидать свои места. Их взаимное расположение сохраняется неизменным на протяжении миллиардов лет. Только благодаря этому  мы можем изучать особенности  расположения, возникшие в пылинках еще до вхождения в астероид, исследовать  тонкие каналы - треки, пробитые частицами  космических лучей в астероидом веществе, находившемся когда-то на повехности этих тел, а потом замурованном в  метеоритах, обнаруживать на поверхности  отдельных частиц, извлеченных из метеоритов, крошечные кратерочки микронных  размеров, созданных столкнувшимися с ними пылинками. Изоляция способна вызвать к жизни диффузию только у тех астероидов, которые движутся по орбитам с малыми перигелийными  расстояниями (благодаря чему сильно приближаются к Солнцу), но лишь в  поверхностных слоях и на короткое время. Следы такой диффузии несомненно несет в себе приповерхностное вещество астероида Икар. Ведь в перигелии  поверхность Икара нагревается  примерно до 1000 К.

Вещество тех метеоритов, которые приближались к Солнцу, например, метеоритов Вашугал, Старое Песьяное и  других (о чем можно судить, исследуя орбиты метеоритов), тоже должно носить следы такой диффузии следы кратковременного, но неоднократно повторяющегося нагрева. Эти следы пока не идентифицированы, но, может быть, размороженная на время диффузии явилась причиной аномально коротких (как бы отожженных) треков от космических лучей, обнаруженных в метеорите Марьялахти советскими исследователями В. П. Перелыгиным  и другими.

10. Состав  астероидного вещества

Метеориты крайне разнообразны, как разнообразны и их родительские тела - астероиды. В то же время поражает убогость их минералогического состава. Метеориты состоят, в основном, из железо-магнезиальных силикатов - оливинов и пироксенов разного состава, от почти чистого фаялита и ферросилита, не содержащих магния, до почти чистого  форстерита и энстанита, не содержащих железа. Они присутствуют в виде мелких кристалликов или в виде стекла, обычно частично перекристаллизованного. Другой основной компонент - никелистое железо, которое представляет собой  твердый раствор никеля в железе, и, как в любом растворе, содержание никеля в железе бывает различно - от 6-7% до 30-50%. Изредка встречается и  безникелистое железо. Иногда в значительных колличествах присутствуют сульфиды железа. Прочие же минералы находятся в малых  количествах. Удалось выявить всего  около 150 минералов, и, хотя даже теперь открывают все новые и новые, ясно, что число минералов метеоритов очень мало по стравнению с обилием  их в горных породах Земли, где  их выявлено более 1000. Это свидетельствует  о примитивном, неразвитом характере  метеоритного вещества. Многие минералы присутствуют не во всех метеоритах, а  лишь в некоторых из них.

Наиболее распространены среди метеоритов хондриты. Это каменные метеориты от светло-серой до очень  темной окраски с удивительной структурой : они содержат округлые зерна - хондры, иногда хорошо видимые на поверхности  разлома и легко выкрашивающиеся  из метеорита. Размеры хондр различны - от микроскопических до сантиметровых. Они занимают значительный объем  метеорита, иногда до половины его, и  слабо сцементированы межд хондровым  веществом матрицей. Состав матрицы  бывает идентичен с составом хондр, а иногда и отличается от него. В  меж хондровом веществе нередко  находят разбитые хондры и их обломки. Такая структура присуща только метеоритам (причем многим из них !) и  не встречается больше нигде. Сложенные, в основном, железо-магнезиальными силикатами, хондриты содержат и мелкодисперсное  никелистое железо, сульфиды и другие минералы. По поводу происхождения  хондир существует много гипотез, но все они спорные. Короче говоря, происхождение  хондр до сих пор не известно. Различают HH, H, L и LL-хондритыс очень  высоким, низким и очень низким содержанием  свободного металлического железа. Соответственно, при переходе от одного класса к  другому убывает и общее содержание железа (свободного и входящего в  силикаты). Кроме того, выделяют группу E-хондритов, в которых почти все  железа находится в свободном  состоянии, так что силикатам  достается почти один магний, а также группу углистых С-хондритов, в которых очень мало железа, но почти все оно находится в силикатах.

11. Формирование  астероидов

В период формирования Солнца условия в протопланетом диске  не были, конечно, одинаковыми на разных расстояниях от Солнца и менялись с течением времени. Вещество оставалось холодным только вдали от Солнца. Вблизи него было сильно прогрето и пыль подвергалась полному или частичному испарению. Лишь позднее, когда газ остыл, она  сконденсировалась снова, но большая  часть летучих веществ, содержащихся в межзвездных пылинках, оказалась  потеряна и в новую пыль уже  не вошла. Эволюция протопланетного  диска привела к формированию в нем планетезималей, из которых  потом выросли планеты. Состав планетезималей, формировавшихся на разных гелиоцентрических  расстояниях, из-за разного состава  пыли, пошедшей на их постройку, был  различным.

Так уж случилось, что астероиды - это планетезимали, сформировавшиеся на границе горячей и холодной зоны протопланетного диска, сохранившиеся  до наших дней. Хотя кольцо астероидов имеет небольшую протяженность (всего  около 1 а. е.), различие условий в  нем было, по-видимому, достаточным, чтобы сформировать непохожие друг на друга S- и С-астероиды. Вполне логично  думать, что S-астероиды сформировались в более теплой зоне, на меньших  гелиоцентрических расстояниях, чем  С-астероиды, а теперь медленно перемешиваются. Однако, поскольку вообще сохранились  лишь те тела, которые сформировались на наиболее устойчивых орбитах, полного  перемешивания их за истекшие 4,5 млрд. лет не произошло. Поэтому-то до сих  пор С-астероиды тяготеют к внешней  части кольца, а S-астероиды - к внутренней. Но, сталкиваясь друг с другом, они  загрязняют поверхность друг друга  своим веществом, и, вероятно, поэтому  цвет S- и C-астероидов медленно меняется с гелиоцентрическим расстоянием.

Астероиды формировались  в протопланетном облаке как рыхлые агрегаты. Малая сила тяжести не могла спрессовать сгустившиеся из пыли планете зимали. За счет радиоактивного тепла они разогревались. Этот разогрев, как показали расчеты Дж. Вуда, шел  весьма эффективно : ведь рыхлые тела хорошо удерживают тепло. Разогрев начался  еще на стадии роста астероидов. Их вещество в центральных частях грелось, спекалось, и, может быть, даже плавилось, а на поверхности астероидов все еще продолжала высыпаться пыль, пополняя рыхлый, теплоизолирующий слой.

Основным источником разогрева  сейчас принято считать алюминий-26, тот самый алюминий-26, который  за миллион лет до формирования астероидов был впрыснут вместе с веществом  сверхновой звезды в протосолнечную туманность.

Столкновения астероидов между собой на первых порах тоже вели к уплотнению их вещества. Астероиды  становились компактными телами. Но в дальнейшем возмущения от выросших ланет привели к росту скоростей, с которыми происходили столкновения. В результате уже более или  менее компактные тела были разбиты. Столкновения повторялись неоднократно, дробя, встряхивая, перемешивая, сваривая обломки, и снова дробя. Вот почему современные астероиды представляют собой, скорее всего, плохо упакованные  глыбы.

К земной орбите мелкие астероидные  обломки, поступают, конечно, из кольца астероидов. Это происходит благодаря  еще не вполне ясному в деталях  механизму последовательной резонансной  раскачки орбит под действием  планетных возмущений. Но раскачка происходит лишь в некоторых зонах  кольца. Астероиды из разных мест кольца поступают неодинаково эффективно, и обломки в окрестностях земной орбиты могут вовсе не быть представителями  тех объектов, которые движутся за орбитой Марса.

А в земной атмосфере выживают только самые медленные и самые  прочные из них, что приводит к  дальнейшему отбору. Поэтому в  наших коллекциях, несомненно, отсутствуют  многие разновидности астероидного вещества, и, возможно, что представление  об астероидном веществе, как о  веществе плотном и компактном, не что иное, как устаревшее, навеянное  метеоритами заблуждение.

Заключение

Как бы ни были велики успехи изучения астероидов сегодня, будущее  принадлежит, вероятно, исследованиям  с помощью космических аппаратов. Они могут снять многочисленные трудности, стоящие перед исследователями, но, можно не сомневаться, поставят перед ними и новые проблемы.

Используемая  литература

1. - А. Н. Симоненко "Астероиды или тернистые пути исследований" Москва "Наука", 1985 г.
2. - Ю. А. Рябов "Движение небесных тел" Москва "Наука", 1988 г.
3. - М. М. Дагаев, В.М. Чаругин "Астрофизика" Москва "Просвещение", 1988 г.