Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Борис Шустов

В числе метеоритных аналогов различных классов астероидов в табл. 3.7 встречаются представители всех трех типов метеоритов: железных, состоящих в основном из железоникелевого сплава с небольшой примесью иного вещества, железокаменных, состоящих в среднем на 50 % из никелистого железа и на 50 % из силикатных минералов, и каменных, состоящих в основном из силикатных минералов с примесью никелистого железа. Минералы оливин (Mg,Fe)2SiO4 и ортопироксен (Mg,Fe)SiO3 — наиболее распространенные в метеоритах силикатные минералы, присутствующие в различных пропорциях в метеоритах почти всех типов.

Обыкновенные хондриты, углистые хондриты, базальтовые и энстатитовые ахондриты, обриты — это различные типы каменных метеоритов. Хондриты отличаются от ахондритов составом и структурой. Характерной особенностью структуры хондритов являются содержащиеся в них округлые зерна вещества — хондры, размером от долей миллиметра до долей сантиметра. По своему химическому составу хондриты гораздо ближе к химическому составу Солнца по сравнению с земной корой. Вероятно, хондриты не прошли через стадию химической дифференциации вещества, которая на Земле обеспечивалась процессами плавления, выветривания, отложения осадков и т. п.

Углистые хондриты отличаются малым удельным весом, рыхлостью, присутствием в них гидратированных минералов и органических соединений. Состав углистых хондритов близок к тому, который можно ожидать у продукта конденсации первичного околосолнечного вещества.

Ахондриты — это каменные метеориты, не содержащие в своей структуре хондр. По своему составу они сходны с земными изверженными породами, не содержащими никелистого железа.

Минералогический состав большинства выпадающих на Землю метеоритов свидетельствует о том, что они сформировались в недрах достаточно крупных тел, с характерными размерами от нескольких десятков до сотен километров. Вещество различных типов метеоритов может быть подразделено на три широких класса:

• примитивное вещество, наиболее близкое по составу к предполагаемому составу протопланетного вещества, не претерпевшее высокотемпературной диссоциации;

• вещество, подвергшееся нагреву до нескольких сотен градусов и претерпевшее при этом метаморфизм;

• вещество, подвергшееся полному или частичному плавлению, которое привело к разделению его на фракции.

Астероиды, принадлежащие к различным классам, также могут быть подразделены на три большие группы (суперклассы) [Bell et al., 1989], которые соответствуют указанному выше подразделению метеоритного вещества по степени его температурного метаморфизма. При этом астероиды, принадлежащие классам D, Р и С, состоят из наиболее примитивного вещества. Астероиды, входящие в классы Т, В, G и F, образуют группу тел, подвергшихся умеренному нагреванию. Наконец, астероиды, классифицируемые как V, R, S, А, М и Е, образуют группу с наиболее дифференцированным веществом, претерпевшим ту или иную степень расплавления. В частности, астероиды, относящиеся к классу V (один из крупнейших астероидов — Веста, и ряд небольших по размеру АСЗ), имеют состав поверхностных слоев, идентичный составу базальтовых ахондритов, являющихся продуктом высокотемпературного плавления.

В табл. 3.7 указанное подразделение астероидов на суперклассы с некоторыми вариациями соответствует переходу от верхней части таблицы к ее середине и затем к нижней части.

Наличие аналогии между различными классами астероидов и классами/типами метеоритов не означает, что эта аналогия не имеет противоречий. Достаточно сказать, что наиболее распространенный тип метеоритов — обыкновенные хондриты — являются аналогом редкого класса астероидов Q, который встречается только среди АСЗ. Некоторые классы астероидов, такие как примитивные классы P и D, вообще не имеют аналогов среди метеоритов. Дело, очевидно, в том, что падающие на Землю метеориты не являются «репрезентативной выборкой» вещества астероидов. Как будет отмечено чуть позже, АСЗ также обнаруживают специфические особенности классификации по сравнению с астероидами Главного пояса.

Пожалуй, наиболее замечательным результатом классификации астероидов является обнаружение зависимости частоты встречаемости различных классов от большой полуоси орбиты, или среднего расстояния астероида от Солнца. Так, астероиды класса Е во много раз чаще встречаются вблизи внутреннего края Главного пояса, на расстояниях около 1,9 а.е. от Солнца, чем в районе внешнего края пояса, на расстояниях около 3 а.е. Пик встречаемости астероидов класса S приходится на 2,2–2,3 а.е., класс С многочисленнее всего на внешнем краю Главного пояса, а примитивные классы P и D обильнее всего представлены соответственно астероидами группы Гильды и троянцами (рис. 3.28 а).

На рис. 3.28 б отчетливо видно, что распределение астероидов между суперклассами примитивных, метаморфных и вулканических четко коррелирует со значением большой полуоси орбиты a (некоторой характеристикой расстояния от Солнца): вулканические преобладают на внутреннем краю пояса, в то время как примитивные — на внешнем, а метаморфные представлены в зоне от 2,0 до 4,0 а.е. Это наводит на мысль, что разогрев вещества астероидов, который обеспечил выплавку железоникелевой фракции и ахондритного вещества, быстро убывал с расстоянием от Солнца. Известно два сценария для обеспечения эффективного разогрева планетезималей на ранней стадии формирования Солнечной системы. Первый из них — это радиоактивный распад короткоживущего изотопа алюминия 26Al. Этот сценарий может обеспечить наблюдаемое соотношение астероидов различных классов, если процесс формирования планетезималей начался вблизи Солнца и быстро распространился до орбиты Юпитера за время, сравнимое с периодом полураспада 26Al (720 000 лет). Правда, для этого требуется, чтобы протопланетное облако непосредственно перед началом формирования планетезималей было обогащено короткоживущим изотопом алюминия (взрыв сверхновой?). Другой сценарий — это магнитно-индукционный разогрев планетезималей потоками заряженных частиц, выбрасываемых Солнцем во время прохождения им ранней стадии развития.

Так или иначе, несмотря на имевшее место перемешивание вещества в Главном поясе астероидов, в нем до сих пор сохранились свидетельства неоднородности физико-химических условий, существовавших в первичном протопланетном облаке и внутри формирующихся малых тел на начальной стадии образования Солнечной системы. При этом достаточно отчетливо прослеживается связь между температурным метаморфизмом вещества малых тел и их расстоянием от Солнца.

Хотя было сделано несколько попыток расширения и усовершенствования описанной выше таксономии астероидов, она до сих пор остается наиболее употребительным стандартом. Таксономия по Толену, как и ряд других таксономий, основывается на классификации спектральных кривых астероидов, полученных с помощью некоторого числа светофильтров. Но уже с середины восьмидесятых годов XX в. стала развиваться новая техника получения и измерения спектров астероидов при помощи щелевых спектрографов. Разложение пучка света в спектр в таких спектрографах осуществляется с помощью дифракционной решетки или комбинации решетки и призмы. Получаемый спектр направляется на ПЗС-матрицу, где он распределяется на большое число пикселов. Результирующая кривая интенсивности сравнивается с аналогичной кривой, полученной для звезды того же самого или близкого спектрального класса, что и Солнце. Описанный в самых общих чертах метод позволяет построить кривую, показывающую отношение интенсивностей падающего и отраженного потоков излучения в зависимости от длины волны, т. е. кривую спектральной отражательной способности.

Эта технология обладает рядом очевидных преимуществ по сравнению с использованием светофильтров: она позволяет получать спектры со значительно большим разрешением и притом для существенно более слабых объектов. Технология позволяет одновременно измерять спектр астероида и ночного неба и затем вводить коррекцию за вариацию атмосферных условий. Поскольку экспозиция длится относительно короткий промежуток времени, практически исключается неопределенность, связанная с возможным изменением цветовых характеристик астероида при его вращении.

Указанным способом к настоящему времени получены спектры порядка 3000 астероидов [Bus and Binzel, 2002a, b]. В работе [Bus and Binzel, 2002a] единым образом получены спектры 1447 астероидов. Это позволило авторам предложить новую таксономию астероидов, которая полностью основывается на анализе их спектров [Bus and Binzel, 2002b]. Благодаря большому разрешению и обилию спектров был подмечен ряд их особенностей, которые оставались не выявленными в предшествующих работах. Анализ почти полутора тысяч спектров обнаружил отсутствие резко выраженных линий разделов между различными типами спектральных кривых, за исключением одного случая. Тем не менее, для сохранения преемственности с устоявшимися представлениями было решено в основном сохранить структуру таксономии по Толену, расширив и подразделив ее на более мелкие составляющие, где это было возможно и необходимо.