3 года назад
Нету коментариев

Размеры и массы. Размеры планет опреде­ляют, измеряя угол, под которым виден с Земли их диа­метр. К астероидам этот метод неприменим: они так малы, что даже в телескопы кажутся точками как звезды (отсюда и название «астероиды», т. е. «звездоподоб­ные»).

Только у первых четырех астероидов удается разли­чить их диск. Угловой диаметр Цереры оказался самым большим: он достигает 1» (у Паллады, Юноны и Весты он в несколько раз меньше). Угловые размеры этих астероидов были весьма точно измерены еще в 1890 г. Э. Барнардом на Ликской и Йеркской обсерваториях. Определив в момент наблюдений расстояние до Цереры, Паллады, Юноны и Весты и произведя необходимые вычисления, Барнард получил, что их диаметры состав­ляют соответственно 770, 490, 190 и 380 км (как видно, они все могли бы уместиться на площади, занимаемой Аляской!).

Как же определить размеры многих других, более мелких астероидов?

До самого последнего времени они оценивались на основании блеска астероидов, причем звездная величи­на астероида сопоставлялась со звездными величинами Цереры, Паллады, Юноны и Весты (размеры которых уже были известны). Однако блеск астероидов меняет­ся: во-первых, с изменением расстояния астероида от Солнца (из-за изменения количества солнечного света, падающего на астероид); во-вторых, с изменением рас­стояния от Земли (из-за изменения количества достига­ющего Земли света, отраженного от астероида); в-третьих, с изменением фазового угла, так как с рос­том этого угла становится видна с Земли все меньшая доля освещенной поверхности астероида. Поэтому для определения угловых размеров сравнивают между со­бой не видимые звездные величины астероидов, а вели­чины, которые имели бы данные астероиды, если бы их «поместить» на определенные (единичные) расстояния от Солнца и Земли и если их «расположить» так, чтобы их фазовый угол равнялся нулю.

До МакДоналдского обозрения эти приведенные звездные величины (называемые также абсолютными) разные наблюдатели выражали в своих, не сравнимых между собой, фотометрических системах, что давало сильный разброс в оценках размеров астероидов. В МакДоналдском обозрении для всех нумерованных астероидов были установлены абсолютные звездные ве­личины, выраженные уже в единой Международной фотографической системе (та же система использована в Паломар-Лейденском обозрении).

Правда, осталась другая, казалось бы, неустранимая трудность данного метода: определения размеров при­ходится делать при некоторых предположениях об отра­жательной способности астероидов — их альбедо. Обыч­но предполагают, что альбедо астероида такое же, как среднее альбедо четырех крупнейших астероидов. А между тем понятно, что в одних и тех же условиях наблюдений маленький астероид, сложенный светлым, хорошо отражающим веществом, может оказаться ярче большого, но более темного астероида. Тем не менее при оценках размеров многих астероидов и сейчас ис­пользуют именно среднее альбедо.

Итак, если нам известна абсолютная звездная вели­чина астероида ma6c, то предполагая, что альбедо всех астероидов одинаково, можно легко определить радиус (в километрах) астероида R по очень простой формуле: lgR =3,245—0,2ma6c.

Далее, на основании вычисленного уже радиуса можно оценить массу астероида М, если известна плот­ность астероидного вещества. Обычно считают, что она равна средней плотности вещества астероидных оскол­ков — метеоритов, падающих время от времени на нашу Землю. Эта плотность g, измеренная в земных лабора­ториях, составляет 3,5 г/см3 (хотя встречаются образцы довольно легкие, с плотностью около 2 г/см3, а также и очень тяжелые, состоящие из никелистого железа с плотностью 7,8 г/см3).

В некоторых случаях размеры астероидов удалось определить «нестандартным» способом, например при покрытии ими звезд (природа такого явления та же, что и при покрытии звезд Луной). Одно из таких покрытий произошло вечером 23 января 1975 г. и наблюдалось в США. Астероид Эрос, как было предсказано Б. Марс­деном, должен был покрыть звезду x Лебедя. Полоса покрытия шириной около 25 км должна была пройти через города Олбани, Хартферт, Коннектикут, и вблизи восточной окраины Лонг-Айленда. Было организовано 17 пунктов наблюдений, где расположились на расстоя­нии 6—8 км вдоль полосы покрытия учащиеся окрест­ных колледжей и студенты астрономических факультетов.

Во время покрытия Эрос (около 9m) с угловой ско­ростью 0,2—0,3° в час приблизился к звезде % Лебедя, которая была значительно ярче астероида (около 4m). Внезапно свет звезды исчез (на пути ее лучей, идущих к нам, появился непрозрачный заслон — астероид), а через несколько секунд звезда вновь появилась (рис. 3).

Серия последовательных положений Эроса и Лебедя

Серия последовательных положений Эроса и Лебедя

По продолжительности покрытия Марсден опреде­лил, что видимый поперечник Эроса составляет около 24 км.

Как же еще (кроме оценки по абсолютной звездной величине) можно определить массы астероидов? Прин­ципиально возможно, хотя и очень трудно, вычислить массу астероидов на основании их взаимных возмуще­ний (при сближениях), которые испытывают астероиды. Такой метод определения масс был разработан И. Шубартом из Астрономического института в Гейдельберге. Он применил его для определения масс крупнейших астероидов и получил, что масса Цереры составляет (5,9±0,3)•10-11 Мc (где Мc — масса Солнца), масса Паллады — (1,14±0,22)•10-11 Мс. Аналогичным мето­дом другие астрономы получили, что масса Весты со­ставляет (1,20±0,12)•10-11 Мс. Таким образом, масса даже крупнейшего астероида — Цереры — в 5000 раз меньше массы Земли и в 600 раз меньше массы Луны.

После того как пояс астероидов стал «досягаем» для космических летательных аппаратов, мы получили воз­можность определять массы очень мелких астероидов.

Телескопическая аппаратура, установленная на кос­мических ракетах, позволила определить звездные ве­личины (и размеры) астероидных осколков с поперечниками в несколько сантиметров и дециметров (кото­рые недоступны наблюдениям с Земли).

Таким образом, в настоящее время имеются сведе­ния об астероидах «всех рангов» — от крупных тел с массами в миллиарды миллиардов тонн до совсем мел­ких, которые могли бы уместиться на ладони. В поясе астероидов движутся и целые «тучи» пыли, свойства которой исследуются по косвенным признакам. Все это позволяет составить довольно полное представление о поясе астероидов.

Еще в 50-х годах советский астроном И. И. Путилин произвел подсчеты общего числа нумерованных (т. е. с хорошо известными орбитами) астероидов. Результат получился удивительным. Оказалось, что все астероиды, собранные вместе, уместились бы в кубике со стороной всего около 500 км! Чуть ли не половину объема заня­ли бы Церера с Вестой и Палладой. Еще 25% приш­лось бы на долю Юноны с астероидами до 100-го вклю­чительно. Открытия следующих астероидов (все более мелких) приводили лишь к очень медленному возраста­нию этого «объема» астероидного вещества, а после 1000-го по счету астероида рост их общего «объема» почти совсем прекратился (рис. 4). Неоткрытые асте­роиды, вероятно, так малы, что, несмотря на их огром­ное число, не смогут увеличить сколько-нибудь значи­тельно этот «объем», а мелких частиц и пылинок, со­гласно оценкам, едва ли хватит, чтобы засыпать пусто­ты между астероидами, лежащими рядом в 500-кило­метровом кубе.

Суммарный объем астероидов

Суммарный объем астероидов

Можно принять, что общий объем астероидно­го вещества в межпла­нетном пространстве со­ставляет приблизительно около 1023 см. Но асте­роиды распределены по огромному объему меж­планетного пространства, так что на одно тело при­ходится много кубических километров простран­ства. Поэтому вероят­ность столкновения кос­мического аппарата, пролетающего сквозь пояс астероидов (например, на пути к Юпитеру), с каким-нибудь даже крошечным астерои­дом ничтожно мала.

Если принять за среднюю плотность астероидного вещества величину 3,5 г/см3 (см. выше), тогда получим, что общая масса всех астероидов составляет около 3,5•1023 г — число, огромное по нашим земным пред­ставлениям, но ничтожно малое по астрономическим масштабам. (Чтобы «слепить» все астероиды — извест­ные и неизвестные — потребовалось бы с поверхности Земли содрать слой «всего» в 500 м толщиной!)

Недавно И. Шубарт определил массу астероидного вещества по тем суммарным возмущениям, которые испытывают крупнейшие астероиды, двигаясь в окру­жении своих многочисленных собратьев. Он получил значение 3•1023 г, что находится в прекрасном согласии с полученной ранее оценкой.

Проводились также попытки определить воздействие гравитационного поля пояса астероидов на движение Марса. Однако Марс оказался слишком массивным для астероидов, и это воздействие не удалось выявить, что тоже подтверждает ничтожность общей массы астерои­дов. Предполагают, правда, что у самой орбиты Юпите­ра движутся неизвестные пока нам массивные тела. Но маловероятно, чтобы их было там слишком много, и вряд ли они смогут значительно увеличить оценку об­щей массы астероидного вещества.

К чему приводят малые размеры. По закону всемир­ного тяготения каждый астероид притягивает другие тела. Но как же слабо это притяжение! На астероиде довольно больших размеров (поперечником в 200 км) сила тяжести на поверхности в 100 раз меньше, чем на Земле, так что человек, оказавшись на нем, весил бы меньше 1 кг и едва ли почувствовал бы свой вес. Прыг­нув на астероиде с высоты 10-этажного дома, он бы чуть ли не четверть минуты опускался на поверхность, достигнув скорости лишь около 1,5 м/с в момент «при­земления». Вообще говоря, пребывание на астероидах мало чем отличается от пребывания в условиях полной невесомости.

Первая космическая скорость на них совсем неболь­шая: на Церере — около 500 м/с, а на астероиде кило­метровых размеров — всего около 1 м/с. Вторая косми­ческая скорость в 1,4 раза больше, так что, двигаясь со скоростью автомобиля (около 100 км/ч), можно было бы улететь навсегда с астероида поперечником даже в 5 км. Можно ли после этого удивляться тому, что на астероидах нет атмосферы? Если даже из недр астерои­дов и выделялись какие-то газы, силы тяготения не могли удержать их молекулы, и они должны были на­всегда рассеяться в межпланетном пространстве.

В 1973 г. отсутствие атмосфер на астероидах было подтверждено результатами измерений спектров асте­роидов в инфракрасном диапазоне. Спектры, получен­ные американским астрофизиком О. Гансеном для не­скольких крупных астероидов в области длин волн око­ло 12 мкм, свидетельствовали лишь о том, что астерои­ды слегка теплые.

Однако в спектре инфракрасного излучения Цереры была одна особенность: как раз около длины волны 12 мкм в пределах узкой полосы уверенно отмечался «подскок» излучения почти в два раза. Такие спектраль­ные «полосы» излучения характерны для газов, и по­этому они наблюдаются у тех планет и их спутников, которые окружены атмосферой. Но ведь Церера слиш­ком мала и не может удержать атмосферу!

Чтобы объяснить этот парадокс, Гансен выдвинул заманчивую гипотезу: на Церере происходит непрерыв­ное испарение летучих веществ, которые должны вхо­дить (!) в состав вещества ее поверхности. Следует сказать, что среди разных оценок массы и диаметра Цереры можно подобрать такую пару значений этих величин, которая приведет к низкой оценке средней плотности ее вещества (около 1 г/см3), согласующейся с предположением, что Церера в значительной степени состоит из льда. Однако это предположение даже само­му Гансену показалось столь невероятным, что он про­сто засомневался в своих расчетах, считая необходи­мым получить новые, более точные оценки массы и объема Цереры, прежде чем сделать окончательный вывод. Кроме того, предположению Гансена противоре­чили результаты поляриметрических наблюдений Цере­ры, согласно которым этот астероид, хотя и является очень темным объектом, не может иметь слишком рых­лых структур на поверхности, которые должны были бы образоваться при испарении льдов. Таким образом, инфракрасные спектральные полосы Цереры пока оста­ются загадкой.

Вследствие своих малых размеров астероиды имеют очень угловатую форму. Ничтожная сила тяжести на астероидах не в состоянии придать им форму шара, ко­торая свойственна планетам и их большим спутникам. В последнем случае огромная сила тяжести сминает от­дельные глыбы, утрамбовывая их. На Земле высокие горы у своей подошвы как бы расползаются. Прочность камня оказывается недостаточной, чтобы выдержать на­грузки во многие тонны на 1 см2, и камень у подножья горы, не дробясь, не раскалываясь, сжатый со всех сто­рон, словно «течет», только очень медленно.

На астероидах поперечником до 200—300 км из-за малого «веса» камня явление подобной «текучести» вовсе отсутствует, а на самых крупных астероидах оно происходит слишком медленно, да и то лишь в их нед­рах. На поверхности астероидов остаются без каких-либо изменений огромные горы и впадины, гораздо большие по своим размерам, чем на Земле и других планетах (средние отклонения в ту и другую сторону от уровня поверхности составляют около 10 км и бо­лее), что проявляется в результатах радиолокационных наблюдений астероидов (рис. 5).

Спектры радиоволн, отраженных от поверхности Эроса и Меркурия

Спектры радиоволн, отраженных от поверхности Эроса и Меркурия

Неправильная форма астероидов подтверждается также тем, что их блеск необычайно быстро падает с ростом угла фазы (см. сноску на стр. 11). Подобные изменения блеска Луны хорошо нам знакомы: она бы­вает очень яркой в полнолуние, затем светит все слабее, пока в новолуние не исчезает совсем. Но у Луны эти изменения происходят значительно медленнее, чем у астероидов, и поэтому вполне объясняются лишь с по­мощью уменьшения видимой с Земли доли освещенной Солнцем поверхности (тени от лунных гор и впадин оказывают слабое влияние на общую яркость Луны). Иначе обстоит дело с астероидами. Одним лишь изме­нением освещенной Солнцем поверхности астероида столь быстрые изменения их блеска объяснить нельзя. И основная причина (особенно для малых астероидов) такого характера изменения блеска заключается в не­правильной форме астероидов, из-за которой одни уча­стки освещенной их поверхности экранируются от сол­нечных лучей другими.

Неправильную форму у астероидов наблюдали и не­посредственно в телескоп. Впервые это произошло в 1931 г., когда маленький астероид Эрос, двигающийся по очень экзотической орбите, о которой далее мы еще расскажем, подошел к Земле на необычайно малое рас­стояние (всего в 28 млн. км). Тогда в телескоп увидели, что этот астероид похож на «гантель» или неразрешен­ную двойную звезду с угловым расстоянием между ком­понентами около 0,18″; было видно даже, что «гантель» вращается!

В январе 1975 г. Эрос подошел к Земле еще бли­же — на расстояние 26 млн. км. Его наблюдали на большом отрезке орбиты, и это позволило увидеть Эрос буквально с разных сторон. Тщательный анализ резуль­татов многочисленных наблюдений Эроса, проведенных на разных обсерваториях всего мира, привел к очень интересному открытию.

Эрос во время наблюдений сильно менял свой блеск — на 1,5m (т. е. почти в четыре раза) с периодом в 2 ч с небольшим (рис. 6). Предположили, что эти из­менения блеска обусловлены изменением видимого с Земли сечения вращающегося вокруг своей оси «гантелеобразного» Эроса и что именно в 4 раза отличаются его максимальное и минимальное сечения. В этом слу­чае минимум блеска астероида должен был бы наблюдаться в тот момент, когда Эрос обращен к нам своим острым концом. Однако все оказалось гораздо сложнее. Во-первых, вопреки ожиданиям, последовательные максимумы и минимумы блеска имели разную форму и разную амплитуду. Анализ результатов наблюдений, проведенный с применением лабораторного моделирова­ния формы Эроса, показал, что большое влияние на блеск Эроса должна оказывать игра света и тени на неровной поверхности астероида. В результате минимум блеска Эроса наблюдался как раз тогда, когда астероид был обращен к нам почти максимальным своим сече­нием! Причем период обращения Эроса оказался рав­ным двум периодам колебания блеска — 5 ч 16 мин. Как выяснилось, этот астероид представляет собой удлиненное тело с соотношением длины к толщине при­близительно 1:2,5. Он. вращается вокруг короткой оси против часовой стрелки, причем так, что ось почти лежит в плоскости его орбиты (Эрос путешествует по Солнечной системе как бы лежа на «боку»).

Изменение блеска Эроса

Изменение блеска Эроса

Колебания блеска, вызванные той же причиной (вра­щением вокруг собственных осей тел неправильной фор­мы), наблюдались у многих астероидов. И что самое интересное, все они вращаются в одну сторону — про­тив часовой стрелки. Установить это удалось лишь в последние годы с помощью чувствительной электронно-оптической техники наблюдений.

Земля и астероиды движутся в пространстве на раз­ных орбитах вокруг Солнца и с разной скоростью. И хотя движение их по орбите происходит в одном на­правлении, нам с Земли кажется, что астероиды пере­мещаются на небе среди звезд то вперед (справа на­лево, когда они обгоняют Землю), то назад (слева на­право, когда Земля обгоняет их). Этот различный ха­рактер движения астероидов тоже влияет на изменение их блеска: когда астероиды движутся по небу слева направо (Земля обгоняет их), период изменения блеска оказывается немного короче.

Интересно, что период изменений блеска астероидов довольно короток и почти одинаков — с интервалом зна­чений от 2—3 до 10—15 ч. Что же заставило их так быстро вращаться? В свое время была выдвинута гипо­теза о том, что не очень большие астероиды неправиль­ной формы могут приобрести вращение под действием потоков «солнечного ветра» (частиц, выбрасываемых Солнцем), «дующего» уже в течение миллиардов лет. Как ни слаб этот «ветер», а все же он должен пере­давать астероидам какой-то импульс количества движе­ния, который вследствие неправильной формы астерои­да неравномерно распределяется по астероиду с раз­ных сторон от его центра тяжести. В результате появ­ляется неравная нулю сила, равнодействующая тех сил давления, которые оказывает «солнечный ветер» на каждый 1 см2 поверхности астероида, и астероид начи­нает вращаться (сначала очень медленно, а- потом все быстрее).

Расчеты показывают, что некоторые астероиды (очень неправильной формы) могут раскрутиться «сол­нечным ветром» так сильно, что могут даже быть разор­ваны центробежными силами вращения. Однако для более крупных астероидов это объяснение не подходит, и приходится предположить, что они приобрели враще­ние еще в период своего образования.

Но может быть, колебания блеска обусловлены не неправильной формой, а «пятнистостью» астероидов (если разные участки поверхности астероидов сло­жены разным веществом)? Конечно, «пятнистость» асте­роидов возможна, и на их поверхностях могут, вероятно, существовать светлые и более темные участки (разного вещества). Однако одного лишь предположения о «пят­нистости» мало, и, как было показано, с помощью толь­ко «пятнистости» характер вращения астероидов объяс­нить не удается.

Даже у одного из крупнейших астероидов — Весты, изменения блеска связаны не с «пятнистостью», а с ее неправильной формой. В 1971 г. наблюдения Весты с помощью электронно-оптических преобразователей по­казали, что последующие максимумы и минимумы бле­ска этого астероида слегка отличаются по величине, и вращение Весты происходит с периодом-, вдвое боль­шим, чем предполагали ранее — 10 ч 41 мин. Американ­ский астрофизик Р. Тейлор, изучив особенности кривых блеска этого астероида, предложил следующую модель: Веста представляет собой трехосный сфероид, один из диаметров которого на 15% длиннее двух других. Как раз у его южного полюса, вдоль длинной стороны, тя­нется уплощенная область, которая простирается не дальше 45-го градуса широты и которую не видно со стороны северного полушария Весты. Эта область, по­лагает Тейлор, может быть огромным кратером удар­ного происхождения (диаметром чуть ли не в 400 км!).

Из чего состоят астероиды? Давно было замечено, что свет астероидов имеет желтоватый оттенок, анало­гично свету Луны и Меркурия.

Поскольку астероиды светят отраженным солнечным светом, их цвет, в частности, обусловлен отражатель­ными свойствами самой поверхности астероидов. По­этому и возникла идея определить, какими веществами она сложена, сравнивая цвет астероидов с цветом зем­ных предметов и метеоритов. Одно из первых таких ис­следований в нашей стране провел в 30-х годах совет­ский исследователь метеоритов Е. Л. Кринов. Он полу­чил, что многие метеориты имеют цвет, сходный с цве­том тех или иных астероидов. Большой прогресс в изу­чении свойств астероидов был достигнут в конце 60-х годов, когда группа американских ученых занялась поляриметрическими исследованиями. Сравнивая поля­ризацию света, отраженного от различных земных веществ, лунного грунта и метеоритов, они получили, что между отражательной способностью (альбедо) материа­лов и характером поляризации света, отраженного от этих материалов, существует определенная зависимость.

Частично поляризованным оказался и свет, идущий к нам от астероидов. Анализ его позволил ученым сде­лать важные выводы о характере астероидной поверх­ности (рис. 7).

Изменение степени поляризации света

Изменение степени поляризации света

Большой ряд поляриметрических наблюдений асте­роидов был организован в США Т. Герельсом. Оказа­лось, что по характеру поверхности астероиды распада­ются на несколько групп (рис. 8). Наиболее многочис­ленной группой с очень сходными между собой свой­ствами оказались астероиды, поляризация света кото­рых сходна с поляризацией света, отраженного от зем­ных каменистых веществ светлой окраски, состоящих в основном из различных силикатов. В эту группу асте­роидов попала Юнона.

Соотношение  между Pmin и φ0

Соотношение между Pmin и φ0

Другая группа оказалась состоящей из астероидов с темной, плохо отражающей свет поверхностью. Их ве­щество похоже на темные базальтические стекла или брекчии (обломочные породы) образцов лунного грун­та, а также на темную разновидность метеоритов и на вещество поверхности спутника Марса — Фобоса. Среди этих темных астероидов оказалась Церера.

Астероидов с промежуточными характеристиками поверхности мало. Так же мало и астероидов с экстре­мальными характеристиками (например, более темных и более светлых).

Поляриметрический метод позволил определить точ­ные размеры астероидов, так как учитывал их истинную (а не среднюю) отражательную способность (аль­бедо). Прежде всего были уточнены размеры первых четырех астероидов. Оказалось, что диаметр Цереры слегка превышает 1000 км, диаметр Паллады — около 600 км, Юноны — 240 км, Весты — 525 км. Когда про­извели пересчеты размеров и других исследованных по­ляриметрическим методом астероидов, то оказалось, что на право называться крупнейшими могут претендовать не только эти, а еще по крайней мере шесть астероидов, оказавшихся даже крупнее Юноны. Все они имеют низ­кую отражательную способность и, несмотря на боль­шие размеры, дают мало света. Поэтому когда попереч­ники астероидов оценивали по их видимому блеску, размеры этих шести получились сильно занижены. В действительности, поперечник Гигеи (10-й асте­роид) — 400, Интерамнии (704-й) — 340, Давиды (511-й) — 290, Психеи (16-й) — 250 км, а Бамберги (324-й) и Фортуны (19-й) — 240 км (такой же, как и Юноны).

Фортуна — самый темный объект Солнечной систе­мы. По количеству отражаемого света с Фортуной мо­жет соперничать даже раздробленный черный уголь.

Самыми светлыми объектами как среди астероидов, так и среди вообще всех тел Солнечной системы оказа­лись Ангелина (64-й астероид), отражающая почти по­ловину света, и Лиза (44-й), немного уступающая Ангелине. Чуть темнее Веста, отражательная способность которой приблизительно в 1,5—2 раза хуже, чем у Ан­гелины. Из-за большой отражательной способности Веста, находясь на одинаковом расстоянии с Церерой, кажется на 20% ярче ее (при одинаковых условиях освещенности и наблюдений), а Палладу превосходит по блеску в два раза.

Поляриметрические результаты определения истин­ных альбедо, а следовательно, и более верных размеров астероидов, подтверждаются и другим методом, который возник тоже в самые последние годы. Речь идет о ра­диометрическом методе, который был разработан и впервые применен к астероидам американскими учены­ми Д. Алленом и Д. Матсоном в 1970 г. Он основан на измерении теплового (инфракрасного) излучения асте­роида (обычно в диапазоне длин волн 10—20 мкм). Большие темные астероиды и маленькие светлые из-за разной отражательной способности могут иметь одина­ковую звездную величину в видимой области света. Что же касается их яркости в инфракрасном диапазоне, то она у крупных тел больше (из-за больших размеров излучающей поверхности и из-за более высокой темпе­ратуры темных тел, лучше поглощающих солнечное из­лучение). Отношение величин яркости астероида в ви­димом и инфракрасном диапазонах как раз и характе­ризует его отражательную способность (а также и его размеры).

Поляриметрические наблюдения показали также, что поляризация света астероидов значительно больше, чем та, которая могла возникнуть при однократном отраже­нии света от их поверхности. С помощью экспериментов, проведенных в лабораториях на Земле, было выяв­лено, что такая же степень поляризации света, как и у астероидов, получается при отражении от поверхно­сти, покрытой пылью и обломками камней разной вели­чины.

Как раз в период проведения исследования стало ясно, что такого рода «пыльная» поверхность в усло­виях космического вакуума будет вести себя совсем иначе. Этот вывод был сделан на основании анализа свойств лунного грунта. По пока еще не вполне понят­ным причинам пыль на Луне ведет себя иначе, чем зем­ная: из нее образуются необычайно рыхлые структуры, внутри которых луч света «мечется» как в лабиринте, испытывая многократные отражения, причем степень его поляризации становится очень большой, намного больше, чем степень поляризации света, отраженного от земной пыли или от астероидов.

Дальнейшие исследования показали, что поверхность астероидов должна быть, судя по поляризации, сложе­на из сравнительно крупных камней, покрытых очень тонким слоем пыли. Как мы увидим в дальнейшем, это согласуется с представлениями о характере поверхно­сти астероидов, полученными на основании совсем иных методов исследования.

С 1970 г. в США на­чали проводить спек­тральные наблюдения астероидов, которые охватывали как видимую часть спектра, так и при­легающий к ней инфра­красный диапазон. Были получены и проанализи­рованы спектры излуче­ния десятков астероидов (рис. 9). Результаты, как и при других вышеопи­санных методах, сравни­вались с результатами лабораторных исследо­ваний земных пород, лун­ного и метеоритного ве­щества, а также разных чистых минералов. Особенно большую работу по интерпретации полученных данных провел американский астрофизик К. Чепмен.

Различие в альбедо на разных длинах волн у шести астероидов

Различие в альбедо на разных длинах волн у шести астероидов

В настоящее время по разным особенностям спект­ров, в частности по полосам поглощения, характерным для тех или иных минералов и их смесей, а также по сте­пени поглощения света в пределах этих спектральных полос удалось определить для многих астероидов харак­тер минералов, слагающих вещество их поверхности и, например, процент содержания железа. Оказывается, большинство астероидов состоит из железомагнезиальных силикатов, как и большинство метеоритов (правда, лишь у немногих астероидов состав этих силикатов такой же).

К удивлению исследователей, было обнаружено, что некоторые астероиды отражают свет и поляризуют его точно так же, как металлы. Таковы, например, астерои­ды Психея (16-й астероид), Лютеция (21-й) и Джулия (89-й). О существовании «металлических» астероидов свидетельствуют и железные метеориты, падающие на Землю. Они состоят из «раствора» никеля в железе с небольшими примесями некоторых других веществ. Та­ким был, например, широко известный Сихотэ-Алинский метеорит, упавший 12 февраля 1947 г. в уссурийской тайге Приморского края. Металлическая глыба массой около 100 т влетела в атмосферу Земли со скоростью порядка 15 км/с и, рассыпавшись в атмосфере из-за огромного ее сопротивления, усеяла железными осколка­ми несколько квадратных километров земной поверх­ности.

Это показывает, что в прошлом астероиды были на­греты до высоких температур, что привело к образова­нию металлических ядер, часть которых теперь обнажи­лась и частично раздробилась. Правда, следует заме­тить, что не вполне ясен источник тепла, необходимый для такого переплавления. Расчеты показывают, что из малых тел тепло очень быстро ускользает в космиче­ское пространство. Поэтому такой источник должен быть очень мощным. Возможно, некоторую роль здесь сыграл распад радиоактивных элементов. Однако такие элементы, как уран, торий и радиоактивный изотоп калия, видимо, обеспечившие нагрев и переплавление вещества больших планет (Меркурия, Венеры, Земли и Марса), а также Луны, распадаются слишком медленно и не могут поднять температуру мелких астероидов. Следовательно, в этом случае необходим радиоактив­ный изотоп с достаточно малым периодом полураспада, и к тому же его должно быть достаточно много (для обеспечения большого тепловыделения в единицу вре­мени). Таким изотопом, по предположению ученых, мо­жет быть радиоактивный изотоп алюминия 26А1. По расчетам, однако, получается, что этого изотопа в пе­риод образования астероидов было относительно мало.

Другим таким источником нагрева астероидов, мо­жет быть Солнце (конечно, не с помощью солнечных лучей, а, например, под влиянием переменных электро­магнитных полей, создаваемых в межпланетном про­странстве «солнечным ветром»). Современное Солнце, очевидно, не дает такого нагрева. Но в прошлом, на начальной стадии своего существования, Солнце, как предполагают, была намного горячее, чем сейчас, и на­грев астероидов мог быть очень сильным.

Если построить зависимость числа астероидов от их размеров, то получится, что количество астероидов быстро убывает с увеличением их размеров (что в об­щем-то понятно), но в области значений их размеров 50—100 км эта обнаруженная зависимость меняет свой характер (см. ниже). Количество астероидов таких раз­меров почему-то больше, чем это должно быть, если пользоваться зависимостью, характерной для более мелких астероидов. Пытаясь объяснить это, К. Чепмен предположил, что крупные астероиды подверглись в прошлом полному или частичному переплавлению, пос­ле чего внутри их образовались железоникелевые ядра, а «всплывшие» силикаты образовали оболочку. Если астероиды сталкивались и дробились, то такая оболоч­ка должна легко разрушиться. Когда же обнажилось прочное металлическое ядро, дробление, а следователь­но, и уменьшение размеров замедлилось, что и привело к обнаруженному эффекту.

Температура астероидов. Как бы ни были нагреты астероиды в далеком прошлом, они давно остыли. Те­перь они — холодные безжизненные глыбы, летающие в межпланетном пространстве, и солнечные лучи не в состоянии их нагреть.

Приближенно вычислить среднюю температуру астероида нетрудно. Сравним потоки тепла, падающие на астероид и на Землю. Приняв Солнце за точечный источник, мы получим, что потоки тепла обратно про­порциональны квадратам расстояний Земли и астерои­да от Солнца. Нагретые Земля и астероид излучают в пространство тепловую энергию. Поэтому температура каждого тела устанавливается такая, что теряемое ко­личество тепла на излучение равно количеству тепла, получаемого телом от Солнца. Далее, используя закон Стефана — Больцмана, можно получить следующее соотношение: Т4а43 = a23/a2а , где Т — абсолютная температура, выраженная в градусах шкалы Кельвина, а a — среднее расстояние (большая полуось орбиты) рассматриваемого тела в астрономических единицах.

Средняя температура Земли известна. Она состав­ляет 288 К (15°С). Подставляя ее в полученное соотно­шение и извлекая корень четвертой степени из обеих частей равенства, после небольших преобразований мы получим: Та(К) = 288 корень aa.

У Цереры, например, температура (вычисленная, правда, по более точной формуле) составляет 165 К (т. е. — 108°С). Приблизительно при такой температуре и при нормальном атмосферном давлении на Земле за­мерзают аммиак, спирт, эфир.

Недавно Церера была добавлена к списку объектов Солнечной системы, которые можно изучать с помощью радиотелескопов. Используя большой радиоинтерферо­метр радиоастрономической обсерватории в Грин-Бэнк (США), Ф. Бриггс определил тепловое излучение от Цереры на длине волны 3,7 см. Церера оказалась очень слабым радиоисточником с потоком 0,0024 Ян. В предположении, что диаметр Цереры 1025 км, Бриггс по радиояркости определил абсолютную температуру Цереры, которая оказалась равной 160±55К, что со­гласуется с приведенной выше оценкой. Это подтверждает, что радиоизлучение Цереры имеет тепловое про­исхождение.

У Весты, сложенной в отличие от Цереры светлым, хорошо отражающим веществом, температура поверхно­сти ниже и составляет лишь 133 К, так как у этого асте­роида на нагрев идет меньшая часть солнечной энер­гии, достигающей его поверхности. На астероидах, дви­жущихся дальше от Солнца, — еще холоднее. Лишь у немногих астероидов, движущихся по необычным орби­там, которые могут приближаться к Солнцу, проникая даже внутрь орбиты Меркурия, поверхность нагревает­ся до нескольких сот градусов Кельвина, и, будучи рас­каленной, начинает даже слабо светиться. Однако это продолжается недолго, так как астероиды, следуя по своим орбитам, опять удаляются от Солнца, быстро остывая.

Образование кратеров. Миллиарды лет кружатся астероиды вокруг Солнца и сталкиваются друг с дру­гом, а потом и с образовавшимися осколками. Скорости столкновения в поясе астероидов велики — в среднем около 5 км/с, и потому явления, происходящие при этих столкновениях, грандиозны. При указанной скорости каждый грамм астероидного вещества несет кинетиче­скую энергию порядка 1011 эрг (около 12 кДж, или 3 ккал). Когда даже небольшой астероид «врезается» в поверхность своего крупного собрата, вся эта энергия мгновенно освобождается, и «происходит гигантский взрыв. Соприкоснувшиеся в момент столкновения слои астероидов подвергаются столь сильному сжатию, что частично обращаются в газ, частично плавятся. От ме­ста удара во все стороны расходятся ударные волны сжатия и разрежения, которые давят, крошат и встря­хивают вещество. Огромным фонтаном осколки и пыль взметаются над астероидом. На поверхности его остает­ся кратер, а под кратером — обширная зона раздроб­ленных пород.

Изучение метеоритных кратеров на Земле, взрывные и ударные эксперименты (в частности, «бомбардиров­ка» мишеней из разного материала сверхскоростными шариками), проведенные в СССР и за рубежом, позво­ляют в настоящее время сделать ряд выводов о процессах при кратерообразовании на астероидах. Когда, в част­ности, астероид падает на поверхность, сложенную крупными монолитными блоками каменистого вещества (например, на свежую поверхность раскола, образовав­шуюся в результате дробления при мощном ударе), скорости разлетающихся осколков должны составлять сотни метров в секунду. Если же падение происходит на поверхности астероида, сложенной веществом, раз­дробленным многочисленными предыдущими встречами с другими астероидами, осколки должны разлетаться со ­значительно меньшими скоростями (десятки метров в секунду).

Приведенные выше оценки — это лишь средние ско­рости. Среди осколков всегда есть и более быстрые, ле­тящие со скоростями, даже превышающими скорость упавшего астероида, и более медленные.

Хотя массы «астероидов невелики, они все же спо­собны удержать часть осколков, разлетающихся со ско­ростями меньше второй космической скорости, состав­ляющей на Церере около 600 м/с, на Юноне — более 100 м/с. Даже малютки поперечником в 10 км могут удерживать осколки, имеющие скорость вплоть до 6 м/с.

Американский астрофизик Д. Голт, анализируя экс­периментальные данные о распределении скоростей раз­летающихся осколков, пришел к заключению, что для астероида поперечником в 200 км около 85% взметнув­шихся над ним осколков не в состоянии преодолеть при­тяжение астероида и вновь падают на его поверхность. Астероиды поперечником в 100 км удерживают около половины своих осколков. Правда, осколки, выброшен­ные из кратера, могут улететь от кратера на большие расстояния (залетая на обратную сторону астероида) или даже могут начать двигаться по околоастероидным орбитам. Таким образом, возникновение кратера на астероиде должно сопровождаться созданием над всем астероидом кратковременного облачка камней и пы­ли — его каменистой «атмосферы». Через некоторое вре­мя осколки и пыль оседают тонким слоем на поверх­ность астероида.

Следует заметить, что вещество столкнувшегося с Церерой астероида будет присутствовать в этом «слое-» в виде совершенно неощутимой примеси, так как объем выбрасываемого из кратера вещества в сотни и в тыся­чи раз больше объема «упавшего» астероида.

Пока еще мы не располагаем ни одной фотографией астероида, сделанной на малом расстоянии от его поверхности с помощью какого-нибудь космического аппа­рата. Но может ли чем-нибудь существенным отличать­ся внешний вид астероидов от спутников Марса — Фо­боса и Деймоса? Серия фотографий, сделанных с кос­мических аппаратов, посланных на Марс, показала, что даже эти крошечные тела (размером около 15 и 6 км), кружащиеся около Марса вдали от наиболее густо на­селенных частей пояса астероидов, подверглись бомбар­дировке астероидными осколками, и все сплошь изрыты кратерами, крупными и мелкими, поперечниками от не­скольких километров до нескольких десятков метров. Вероятно, есть на них и такие мелкие, разглядеть кото­рые на полученных фотографиях не удалось. Астероиды, залетающие хотя бы на непродолжительное время в плотные части пояса астероидов, могут отличаться от Фобоса и Деймоса разве лишь тем, что будут усеяны кратерами еще сильнее.

При дроблении астероидов в столкновениях образу­ются вместе с крупными и мелкими обломками целые «тучи» пыли. Поэтому нередко предполагали, что пояс астероидов буквально насыщен ею. Однако, как выяс­нилось, в поясе астероидов пыли не больше, чем во внутренних районах Солнечной системы, а скорее даже меньше. Таким образом, пояс астероидов должен непре­рывно очищаться от пыли. Происходит это так.

Под действием светового давления солнечных лучей мельчайшая астероидная пыль (пылинки размером в несколько микрометров) по гиперболическим орбитам должна покидать Солнечную систему, а более крупные частицы медленно тормозятся и переходят на все мень­шие орбиты относительно Солнца. Многие из них по пути оседают на Марс, Землю, Венеру и Меркурий, остальные «гибнут» на Солнце. Астероидная компонен­та в межпланетной пыли составляет около 2% (2•1013 т).