3 года назад
Нету коментариев

Движение типичных астероидов. Все откры­тые до сих пор астероиды обладают прямым движе­нием: они движутся вокруг Солнца в ту же сторону, что и большие планеты (против часовой стрелки). Среднее арифметическое значение больших полуосей орбит первых 807 астероидов равно 2,805 а. е. Оно почти точно совпадает со значением, предсказанным правилом Тициуса — Боде. Но у многих астероидов размеры орбит существенно отличаются от средних. Кроме того, астероиды движутся не по круговым, а по эллиптиче­ским орбитам, и Солнце расположено не в центре, а в одном из фокусов этих орбит. Эксцентриситеты подав­ляющего большинства орбит, правда, невелики — от 0 до 0,2 и редко превышают 0,4, но даже при очень малом эксцентриситете (всего в 0,1) изменение гелиоцентриче­ского расстояния астероида во время его движения по орбите достигает 0,3 а. е., а при эксцентриситете в 0,4 превышает 2 а. е. Поэтому астероиды движутся в пре­делах широкого кольца, границы которого несколько условно проводят на гелиоцентрических расстояниях в 2,2 и 3,2 а. е. За пределы пояса выходят немногие асте­роиды, о которых будет сказано несколько дальше.

Пояс астероидов не имеет вид плоского кольца. За исключением всего лишь нескольких астероидов, боль­шинство их, двигаясь вокруг Солнца, отклоняется от плоскости эклиптики то в одну, то в другую сторону из-за наклона их орбит к плоскости эклиптики. Накло­ны эти обычно невелики — от 5 до 15°. Но даже при угле наклона в 10° астероид может отклониться от пло­скости эклиптики на 0,5 а. е., а при угле в 30° он уходит от эклиптики на 1,5 а. е. Итак, пояс астероидов можно представить себе в виде огромного тора, заполненного астероидами больших и малых размеров, камнями и пылью. Все они движутся со скоростями порядка 20 км/с в одну и ту же сторону по слегка различным направлениям, что и приводит к столкновениям, неред­ко катастрофическим. Объем пространства, занятого поясом астероидов, огромен — около 1,6-1026 км3. Для сравнения укажем, что объем Земли составляет всего 1012 км3.

Чтобы понять, как сформировался пояс астероидов, нужно прежде всего разобраться в его структуре и по­пытаться объяснить все его особенности. Поэтому-то астрономы так много внимания уделяют характеру дви­жения астероидов, особенно в последние годы, когда уровень развития вычислительной техники дает возмож­ность анализировать движения не только многих отдель­ных астероидов, но и целой их совокупности. Серьезный вклад в анализ структуры пояса астероидов сделал Г. А. Чеботарев, в течение многих лет руководивший Институтом теоретической астрономии.

Прежде чем перейти к дальнейшему изложению, не­обходимо отметить следующее. При анализе структуры пояса астероидов важной характеристикой движущихся в нем тел является их «среднее движение» — величина, показывающая, на какой угол, если смотреть с Солнца, в среднем за сутки смещается астероид, двигаясь по своей орбите. В действительности, суточное движение каждого астероида меняется в течение каждого оборота вокруг Солнца — от максимального значения, когда астероид движется в районе перигелия своей орбиты, до минимального — при медленном движении в районе афелия. Среднее движение п связано с периодом обращения t простым соотношением п360°/t, где t выражено в сутках (среднее движение выражают в угловых градусах, а чаще — в угловых секундах). Среднее движение Цереры, например, равно 771″.

У подавляющего большинства астероидов (98%) среднее движение заключено в пределах 400—1200″, и именно эти астероиды входят в состав «основного» пояса астероидов (периоды их обращения имеют интер­вал значений от 3 до 9 лет). Г. А. Чеботарев разделил все такие астероиды на две группы — с наклонениями орбит меньше или больше 8° Первую группу он назвал «плоской подсистемой», потому что она состоит из асте­роидов с орбитами, расположенными вблизи плоскости эклиптики (в нее вошло 48% астероидов). Представи­тели плоской подсистемы обладают средними движе­ниями от 400 до 1200″, а это означает, что плоская под­система простирается на всю ширину пояса астероидов. Среди членов этой подсистемы находятся несколько астероидов, которые никогда не выходят из плоскости эклиптики (например, Элна, 468-й астероид; Ламберта, 846-й; Эренбургия, 1383-й, получившая название в честь И. Г. Эренбурга) и т. д. Из 10 крупных астероидов в эту подсистему входят 4 — Веста, Гигея, Психея и Фортуна.

Вторая подсистема, охватывающая 50% астероидов, названа «сферической». В ее составе несколько астерои­дов с очень большим наклонением их орбит к плоско­сти эклиптики (например, Гидальго (944-й), у которого это наклонение достигает 43°). В этой подсистеме оказались шесть остальных крупных астероидов — Церера, Паллада, Юнона, Бамберга, Давида и Интерамния. Астероиды сферической подсистемы имеют средние дви­жения от 610 до 980″

По своему среднему движению все астероиды, раз­деляют на пять групп (рис. 10). Многочисленные по со­ставу эти группы включают в себя астероиды, движу­щиеся соответственно преимущественно во внешней (I), центральной (II) и внутренней (III) зонах пояса асте­роидов. Их отличительной особенностью является не­большой эксцентриситет их орбит. Вероятно, лишь при этом условии и могут «выжить» астероиды в зоне I (на орбитах больших размеров), так как при больших экс­центриситетах орбит эти астероиды могли бы сблизить­ся с массивным Юпитером, а тогда его мощное притя­жение заставило бы их уйти из этой зоны. В централь­ной зоне, как оказалось, преобладают астероиды сфери­ческой подсистемы, а в зоне III 75% астероидов, наобо­рот, являются членами плоской подсистемы.

Распределение астероидов по среднему суточному движению и периоду обращения

Распределение астероидов по среднему суточному движению и периоду обращения

Окраины пояса астероидов — это малонаселенные зоны, названные Чеботаревым зонами А и В. Зона А находится у внешней окраины пояса. Там движутся медленные астероиды группы Гильды со средним движе­нием 440—260″ и Троянцы со средним движением 300″» (более подробно о них будет сказано ниже). Астероидов-с промежуточными значениями среднего движения там практически нет.

Зона В находится у внутреннего края пояса астерои­дов. Там движутся быстрые астероиды со средним дви­жением 1100—1200″ и с периодами обращения около трех лет. Часть их близко подходит к Марсу.

Возмущения со стороны планет. Орбиты, по которым движутся астероиды, непрерывно меняются вследствие того, что астероиды все время испытывают довольно-ощутимое притяжение со стороны всех планет, но глав­ным образом со стороны Юпитера. Поэтому их путь в пространстве представляет собой, вообще говоря, не­замкнутые витки, укладывающиеся рядом друг с дру­гом, а иногда вдруг и довольно резко отклоняющиеся друг от друга.

Планеты «возмущают» движение не только астерои­дов, но и друг друга. Однако возмущения, испытывае­мые самими планетами, малы и не меняют структуры Солнечной системы и, следовательно, не могут привести к столкновению планет друг с другом. Иначе обстоит дело с астероидами. Как мы видели, их орбиты по срав­нению с орбитами планет обладают большим эксцентри­ситетом. Поэтому некоторые астероиды могут прибли­жаться к Юпитеру и Марсу, что вызывает порой боль­шие изменения орбит таких астероидов в течение до­вольно короткого времени.

Под действием- гравитационного воздействия планет астероиды отклоняются со своего пути то в одну, то в другую сторону, и чем дальше, тем больше эти отклоне­ния. Чаще всего влияние оказывает постоянное притя­жение со стороны планет, находящихся далеко, но дей­ствующих постоянно, и непрерывно «тянущих» астероид к себе.

Астрономы различают вековые и периодические (осциллирующие) возмущения астероидов. Вековые возмущения называются так потому, что они длятся веками. Большие полуоси орбит при этом остаются почти неизменными, но меняются форма орбит и их ориента­ция в пространстве. Планеты, земной группы — Мерку­рий, Венера, Земля и Марс, расположенные внутри пояса астероидов, фактически увеличивают притяжение астероидов к Солилу, так как силы их притяжения на­правлены к центру Солнечной системы, что ускоряет движение астероида. Планеты-гиганты, расположенные за поясом астероидов, напротив, уменьшают притяже­ние астероидов к Солнцу, стремясь замедлить их движе­ние; тесные сближения с планетами (или даже друг с другом, если встречаются крупные астероиды) могут резко изменить все элементы орбиты.

Тонкая структура. В 1866 г. американский астроном Д. Кирквуд, работавший на Смитсоновской обсервато­рии, обратил внимание на то, что в поясе астероидов совершенно отсутствуют астероиды с некоторыми опреде­ленными значениями среднего движения. Если по­строить распределение астероидов по среднему движе­нию (см. рис. 10), то в этом распределении окажутся пробелы, которые теперь называются «провалами Кирквуда», шириной в 10″ и более.

Следует, однако, подчеркнуть, что «провалы Кирк­вуда» — это пробелы лишь в распределении средних движений. Они существуют также в распределении периодов обращения астероидов, и также в распределе­нии больших полуосей а орбит астероидов, которые свя­заны с периодом обращения t третьим законом Кеплера a3/2 = t. Но если построить распределение мгновенных гелиоцентрических расстояний астероидов, то никаких пробелов обнаружить не удастся. Иными словами, если бы удалось сделать мгновенный снимок пояса астерои­дов, то никаких «провалов Кирквуда», как зон с малой пространственной плотностью астероидов, на таком снимке увидеть бы не удалось: из-за наличия эксцент­риситета и наклонов орбит к эклиптике астероиды всегда находятся в «чужой» зоне. Орбиты малых пла­нет настолько пересекают друг друга и так запутаны между собой, что, если бы они представляли собой про­волочные кольца, то, подняв одно из них, мы подняли бы вместе с ним и все остальные, а также орбиты Марса и Юпитера.

Было сделано много попыток объяснить происхож­дение «провалов» (на основании небесной механики). Пока все они неудовлетворительны. Однако неясен лишь механизм возникновения «провалов», а по поводу при­чины мнение едино — Юпитер. В самом деле, не хва­тает, оказывается, как раз тех астероидов, периоды обращения которых вокруг Солнца кратны периоду обращения Юпитера. Отсутствуют, например, астероиды со средним движением около 600″ (это самый широкий «провал Кирквуда»), которые имели бы период обраще­ния 6 лет (ровно в 2 раза меньше, чем Юпитер), или, как говорят астрономы, двигались бы в резонансе с Юпитером 1 2. Другой «провал» виден на рис. 10 око­ло 900″ Он означает, что отсутствуют астероиды с пе­риодом обращения 4 года (движущиеся в резонансе с Юпитером 1 3). Недостает астероидов в резонансе 1 4 (с периодом обращения 3 года), о чем свидетельствует «провал» около 1150″ и т. д.

Еще более удивительным является то, что, «уничто­жив» астероиды, двигавшиеся в резонансе с ним (а мо­жет, не допустив их возникновения) в плотных частях пояса астероидов, Юпитер «ухитрился» создать сгуще­ния (хотя и немногочисленные) очень медленных асте­роидов, движущихся с периодами от 7 до 12 лет (в ре­зонансе с ним 1 1, 3 4, 2 3), в разреженных частях пояса астероидов.

В резонансе 2 : 3 движутся 22 известных астероида упомянутой выше группы Гильды. Их почти круговые орбиты очень больших размеров (со значениями боль­ших полуосей от 3,9 до 4,2 а. е.), мало наклоненные к плоскости эклиптики, сближаются с орбитой Юпитера до нескольких десятых астрономической единицы. По­этому и сами эти астероиды могут приближаться к ор­бите Юпитера. Но благодаря соизмеримости с движе­нием Юпитера им всегда удается избежать тесных сбли­жений с этим гигантом: Юпитер никогда не оказывает­ся на том участке орбиты, к которому подходит асте­роид. Поэтому они не испытывают слишком сильных возмущений и сохраняют свои орбиты почти неизмен­ными.

Троянцы. Задолго до открытия первого астероида, еще во второй половине XVIII в., знаменитый Лагранж пытался решить задачу трех тел. Дело в том, что с по­мощью законов Кеплера можно описать лишь относи­тельное движение двух тел, притягивающих друг друга по закону Ньютона. В этом случае влиянием про­чих тел пренебрегается. Но это не всегда возможно: на­пример, при рассмотрении движения комет около Земли приходилось как-то учитывать одновременное влияние на них как Солнца, так и самой Земли. Анализ движения трех тел, притягивающих друг друга, и составляет предмет задачи трех тел.

Решить ее в общем виде Лагранж не смог, но он на­шел, что существует пять точек, в которых все силы, действующие на тела, уравновешиваются (как уравно­вешивается центробежная сила центростремительной при движении тела по окружности). Эти пять точек на­зываются теперь точками Лагранжа.

Положение тела в двух из этих пяти точек может оказаться устойчивым по отношению к возмущениям, и тело, выведенное из этих точек, вернется назад. Эти точки находятся на орбите планеты и образуют с пла­нетой и Солнцем равносторонние треугольники. Равно­весие наступает при определенном соотношении масс тела и планеты. Но сам Лагранж не верил в возмож­ность- осуществления такого случая в природе, так как «попасть» в эти точки практически невозможно: расче­ты показывали, что для этого требовалось очень боль­шое время.

В 1904 г. был, однако, открыт 588-й астероид — Ахиллес, двигавшийся вблизи одной из лагранжевых точек Юпитера. Недавно стало известно уже более 700 таких астероидов. Все они получили названия в честь героев Троянской войны («греки» и «троянцы») и по­тому называются Троянцами и движутся в окрестностях лагранжевых точек на орбите Юпитера.

Астероиды-«греки» опережают Юпитер примерно на 60°, а астероиды-«троянцы» следуют на таком же угло­вом расстоянии за ним. Средняя скорость обеих групп Троянцев и самого Юпитера почти одинакова, и потому их взаимное положение не меняется. Это значит, что Троянцы движутся в соизмеримости 1:1с Юпитером. Их среднее движение — около 300″ Но, по существу, они не испытывают влияния Юпитера, так как «спрята­лись» от него в лагранжевы точки.

Более тщательный анализ движения Троянцев пока­зывает, что они словно «рои пчел» кружатся около лагранжевых точек. Взаимное расположение «троян­цев» и «греков» в их группах непрерывно меняется. Под действием планетных возмущений колеблются, хотя и незначительно, периоды их обращений около Солнца и другие элементы их орбит. В настоящее время эти колебания незначительны, но, как показывают расчеты, в отдаленном будущем Троянцы все же могут покинуть лагранжевы точки.

Первые Троянцы были крупными астероидами. Их диаметры в среднем порядка 150 км. Они долго остава­лись неоткрытыми, так как движутся очень далеко от Земли и представляют собой объекты со звездной вели­чиной 12—14m. Недавно на основании Паломар-Лейден­ского обозрения было показано, что Троянцы весьма многочисленны. Вблизи одной из двух лагранжевых точек движется около 700 слабых Троянцев (до 20,6m). Вероятно, их также много и в окрестностях другой точ­ки. Заметим, что Троянцы — это последние астероиды на внешней окраине пояса. За ними астероиды нам не известны.

Семейства. В 1876 г., когда было известно всего око­ло 150 астероидов, Д. Кирквуд попытался разобраться в «хаосе» астероидных орбит и нашел около 10 групп астероидов, каждая из которых состояла всего из 2—3 членов, двигавшихся по очень сходным орбитам. Среди них оказались, например, Юнона и Клота (97-й асте­роид). Попытки Кирквуда продолжали и другие астро­номы.

Казалось, что такие группы можно рассматривать как связанные общностью своего происхождения. Но уже в 1918—1919 гг. японский астроном В. Хираяма указывал, что сходство орбит астероидов не означает, что эти астероиды в прошлом были частями одного и того же более крупного тела и что при огромном числе астероидов совсем не исключено их случайное объеди­нение в группы. Кроме того, сравнивались современные орбиты, а ведь воздействия планет, хотя и слабы, но могли постепенно изменить их до неузнаваемости. По­этому, используя методику Кирквуда, если и можно обнаружить реальные группы «родственников», то лишь образовавшихся совсем недавно, скажем, 1000 лет тому назад.

Возник вопрос: можно ли все-таки выявить группы астероидов, связанных давним «родством»? Хираяма предлагал назвать такие группы «семействами астерои­дов».

В то время Лагранж уже разработал теорию движе­ния спутников планет с учетом их возмущений и пока­зал, что элементы орбит спутников остаются почти не­изменными (за исключением их перицентра и узлов орбиты, которые непрерывно смещаются). Это приве­ло Хираяму к идее «инвариантных» (неизменных) эле­ментов астероидных орбит, которые не менялись бы под действием планетных возмущений, а следовательно, их можно было бы использовать для поисков семейств. Эти элементы Хираяма назвал собственными, т. е. унасле­дованными астероидами от их «родителей». Конечно, при дроблении астероидов (во время их столкновений друг с другом) осколки, получив разные добавки к ор­битальной скорости, станут двигаться по слегка отлич­ным орбитам, с немного различными собственными эле­ментами. Но эти различия не настолько велики, чтобы помешать «узнать» членов данного семейства.

Вообще говоря, собственные элементы представляют собой обычные, но исправленные «на возмущения» эле­менты орбит. При этом получается, что собственное на­клонение к эклиптике и собственный эксцентриситет орбит семейства остаются неизменными на протяжении многих миллионов лет. Что касается собственных дол­готы перигелия и долготы узла, то они меняются значи­тельно быстрее.. Собственная долгота перигелия очень медленно (со скоростью от десятков угловых секунд до десятков угловых минут в год), но непрерывно и притом равномерно растет, а собственная долгота узла убывает с той же скоростью. Период, за который собственные перигелий и узел совершают полный оборот вокруг Солнца, зависит от размеров орбиты, но обычно состав­ляет несколько десятков тысяч лет. Таким образом, астероиды быстрее «забывают» свой узел и свой пери­гелий и гораздо дольше «помнят» наклон орбиты и ее эксцентриситет.

Как раз этими собственными наклонением к эклип­тике и эксцентриситетом решил воспользоваться Хира­яма для поисков семейств. Сначала, чтобы упростить расчеты, он учитывал возмущения только от Юпитера, пренебрегая несравненно более слабым влиянием остальных планет, но очень скоро ему стало ясно, что необходимо учитывать и воздействие других планет, особенно Сатурна, который оказывал большое влияние на астероиды с малым средним движением (движущие­ся по орбитам больших размеров). Сделав это, он пришел к заключению о том, что существуют пять семейств.

Особенно многочисленным оказалось семейство асте­роида Флора. Д. Брауер в дальнейшем на основании уточненной им теории возмущений разделил это семей­ство на 4 (I, II, III и IV).

Дальнейшие исследования показали, что «семей­ственность» у астероидов широко распространена: из 1697 нумерованных астероидов 712 (или 42%) относят­ся к 37 семействам и еще «помнят», как они двигались со своими «родителями». (То же самое оказалось и у мелких астероидов, выявленных Паломар-Лейденским обозрением.) Число выявленных семейств к настояще­му времени превысило 50. Многие из них насчитывают десятки и сотни известных членов, сильно различаю­щихся по массе, а число предполагаемых членов — на 1—2 порядка больше (рис. 11).

Распределение по массе членов некоторых семейств

Распределение по массе членов некоторых семейств

В начале 1970-х годов шведский астрофизик Г. Альвен и американский математик Д. Арнольд попы­тались выделить в поясе астероидов (а точнее, в уже открытых семействах) осколки недавнего происхожде­ния. Для этого они искали астероиды, у которых не два, а все четыре собственных элемента орбит (в том числе собственные долгота узла и долгота перигелия), а так­же большая полуось орбиты были бы одинаковыми. В семействе Флоры I Альвен нашел 13 таких астерои­дов (из 23). В семействах Флоры II, III и IV он обнаружил еще две группы, состоящие из 20 и 28 астероидов. Были найдены такие же группы и в других семействах. Они были названы «струйными потоками», или просто «струями» или «потоками».

Как бы тесно ни оказались расположенными узлы орбит в момент образования осколков при дроблении, все равно они распределятся за несколько сот тысяч лет более или менее равномерно по всем долготам (из-за небольшого различия в размерах орбит осколков). По­этому «струи» можно рассматривать как «молодые» образования, свидетельствующие о недавних дробле­ниях, происшедших уже в эпоху существования на Зем­ле человека.

Как показал советский астроном Б. Ю. Левин, зна­чительная часть семейств и струй содержит лишь один довольно крупный астероид, а остальные их члены на­много мельче. Примером может служить семейство Весты (рис. 12). Подсчитано, что в 26% семейств круп­нейший член в 10 раз и более превосходит остальные по массе, а в 7% семейств это различие просто колос­сально — более чем в 1000 раз.

Семейство Весты

Семейство Весты

Возникновение подобного семейства может быть свя­зано со столкновениями астероидов, сильно различаю­щихся по массе, когда более крупный из столкнувшихся астероидов почти полностью сохраняется, а также с «косыми» (почти касательными) столкновениями асте­роидов со сравнимыми массами. В последнем случае возможно даже образование семейства с двумя круп­нейшими (по сравнению с членами семейства) астерои­дами.

Но большинство семейств образовалось, по-видимо­му, при катастрофических разрушениях астероидов, дав­ших начало этим семействам, и не содержит подобных астероидов-гигантов. Следует заметить, что и Церера, и Паллада, как и Веста, тоже являются «главами» семейств.

Можно было бы, кажется, надеяться, что астероиды, входящие в одно и то же семейство, будут иметь сход­ный состав. Увы, совсем недавно с помощью спектраль­ных и других наблюдений было выяснено, что это не так. Лишь в редких случаях два-три астероида — члены одного семейства — имеют одинаковые спектральные кривые.

Забавно, что уцелевшие при дроблении «родители» семейств «не терпят своих детей». Путем гравитацион­ного воздействия на осколки «родители» изгоняют их на периферию возникшего роя, создавая вдоль своих орбит тороидальные зоны пониженной плотности оскол­ков. Более того, «родительские» астероиды могут вычер­пывать своих «детей» из роя, причем из-за малой отно­сительной скорости (десятки или сотни метров в секун­ду) встреча астероида с осколком не приводит к даль­нейшему дроблению: осколок просто зарывается в рых­лый грунт своих «родителей». Впрочем, такая участь постигает очень немногих.