Размеры астероидов. 
Астрономия. 
Солнечная система

Первый из открытых астероидов, Церера, имеет размеры 963×891 км, масса составляет 9,39 • 1020 кг. Однако в связи с переводом Цереры в разряд карликовых планет этот объект перестал быть самым большим астероидом. Ранее считалось, что на втором месте по размерам стоит Паллада, однако более точные измерения, выполненные в XXI веке, показали, что самым крупным астероидом должна считаться 4 Веста с размерами 578×560×458 км (размеры 2 Паллады — 512×516×476 км). Веста оказалась и самым массивным (после Цереры) объектом в Главном поясе астероидов.

Форма Паллады не очень отклоняется от сферической, поэтому она может претендовать на статус карликовой планеты. Форма Весты заметно отличается от сферы, и следовательно, изменение статуса ей не грозит. Астероид 3 Юнона имеет размер 247 км.

Всего в Главном поясе астероидов 14 объектов с размерами более 250 км, еще 14 с размерами от 200 до 250 км. Более 100 объектов имеют размеры более 100 км. С уменьшением размеров быстро нарастает количество астероидов соответствующей величины. Нижняя граница размеров астероидов — порядка 1 м, объекты меньших габаритов именуются метеороидами, хотя принципиальных физических различий между астероидами и метеороидами нет. Как указано выше, предполагается, что всего в Главном поясе астероидов должно быть порядка (более) миллиона объектов с размерами больше 1 км, на сегодняшний день обнаружены более 800 000 объектов (хотя далеко не все из них пронумерованы). Несмотря на их огромное количество, общая масса всех астероидов, открытых и неоткрытых, по разным оценкам, не превышает величины от 0,01 до 0,1 массы Земли.

Рис. 9.3. Астероид Эрос (космический аппарат «NEAR», NASA).

Природа астероидов.

Первоначально из-за огромной удаленности астероидов физические параметры этих объектов было очень трудно определить. Отмечались лишь существенные различия по отражательной способности (альбедо) солнечного света, что позволило разбить астероиды на группы — таксонометрические классы, или типы.

Таблица 9.1

Основные типы астероидов.

Наиболее распространенными астероидами являются С, S и М. В Главном поясе астероидов их соотношение составляет 7:5:1 (есть и другие оценки). С-астероиды наиболее темные, по цвету близкие к черной саже. Так, например, альбедо малой планеты 52 Европа равно всего 3%.

S-астероиды, судя по всему, состоят из каменных пород, близкими по свойствам глубинным породам Земли. Альбедо этих астероидов значительно выше, чем у углистых: альбедо астероида 44 Низа равно 38%. Это один из самых светлых астероидов. Что касается М-астероидов, то, судя по свойствам отраженных радиосигналов, на поверхности этих небесных тел есть выходы никелистого железа.

Астероиды типа Q в Главном поясе не обнаружены, они наблюдаются только среди объектов, сближающихся с Землей.

Отмечена четкая зависимость между типами астероидов и их расстоянием от Солнца. Астероиды типов М и S находятся ближе к внутренней границе Главного пояса, астероиды типа С — ближе к внешней (удаленной от Солнца) границе.

В последнее время количество таксонометрических классов увеличилось, поскольку старая классификация оказалась слишком «тесной» для новой информации об астероидах. Но указанные выше классы остаются основными.

Внутреннее строение астероидов достоверно не известно, но может быть оценено, с одной стороны, по результатам компьютерного моделирования, с другой стороны, по исследованиям упавших на Землю фрагментов астероидов — метеоритов. Важную информацию дали исследования, выполненные космическими аппаратами.

Моделирование строения Цереры еще до полета к ней космического аппарата «Down» показало, что этот самый крупный объект в Главном поясе может обладать внутренним ядром, мантией, обогащенной летучими компонентами, и тонкой корой, покрытой мелкодисперсной пылью. Почти сферическая форма этой карликовой планеты показывает, что при ее формировании превалировали гравитационные силы, а наличие либраций (покачиваний в процессе вращения) дает основание полагать, что в теле Цереры есть существенные неоднородности плотности. Средняя плотность Цереры невелика, по составу она близка к углистым хондритам. Это позволило выдвинуть предположение: в недрах Цереры присутствует большое количество водяного льда, причем запасы воды там могут быть близки к количеству воды в Мировом океане Земли. Вероятно, данные о строении Цереры могут быть распространены и на некоторые другие астероиды типа С.

Большой объем информации о веществе астероидов получен в результате изучения метеоритов. Выяснилось, что каждому классу астероидов соответствуют метеориты с аналогичными оптическим свойствами. Это позволило связать каждый из таксонометрических классов астероидов с определенным типом метеоритов, и тем самым определить химический состав и структуру астероидов, исходя из детальных данных о соответствующих метеоритах.

По своему составу метеориты бывают железные (6% массы всех собранных при падениях метеоритов), каменные (93%) и железнокаменные (1%). По-видимому, это распределение в значительной мере отражает и распределение типов вещества в астероидах. Что касается метеоритов, найденных спустя много лет после их падения, то в их числе преобладают железные, что легко объясняется (они заметнее и лучше сохраняются).

Железные метеориты состоят в среднем на 91% из железа, на 8,4% из никеля, 0,6% составляют кобальт, сера, фосфор и т. д. (см. рис. 9.1). В микроскопических количествах могут присутствовать золото и платина (впервые обнаруженные в веществе упавшего в 1947 г. СихотэАлинском метеорите). В земных горных породах сплав железа с никелем не встречается. На полированной и протравленной кислотой поверхности железного метеорита видна характерная структура так называемых видманштеттеновых фигур, которая наблюдается исключительно в метеоритах. Видманштеттеновы фигуры отражают кристаллическую структуру застывшего расплава железа с никелем.

Рис. 9.4. Гоба — крупнейший из известных железных метеоритов (60 т), Намибия

Каменные метеориты состоят преимущественно из оксидов кремния, магния, натрия, кальция, железа, алюминия и некоторых других элементов. В них содержится 36% кислорода, 26% железа, 18% кремния и 14% магния. Каменные метеориты по содержанию кислорода и кремния близки к породам земной коры, но металлов (никелистого железа) в них существенно больше, поэтому космические камни тяжелее земных. Содержание радиоактивных элементов в метеоритах меньше, чем в земной коре, причем в железных меньше, чем в каменных.

Каменные метеориты подразделяются на хондриты, содержащие мелкие округлые силикатные зерна размерами около 1 мм — хондры, и ахондриты. Хондриты — основной тип каменных метеоритов. Хондры состоят из того же каменного вещества, что и остальная часть метеорита, отличаясь только структурой.

Считается, что хондриты образовались в результате соединения (слипания) мелких частиц, входивших в состав протопланетной туманности. Происхождение хондр окончательно неизвестно. Основное предположение заключается в том, что это капли вещества, сконденсировавшегося при охлаждении газовой среды с включениями пыли в протопланетной туманности. Судя по всему, хондриты никогда не подвергались плавлению и гравитационной дифференциации в составе крупных массивных тел.

Существует редкая разновидность хондритов — так называемые углистые хондриты. В этих метеоритах, состоящих в основном из темного вещества, содержащего много углерода, присутствуют небольшие светлые минеральные включения (хондры) в виде шариков диаметром до нескольких миллиметров. Судя по их структуре, можно сделать вывод, что они образовались в результате быстрого нагрева до примерно 1000 °C и последующего быстрого остывания. Нелетучие элементы в углистых хондритах присутствуют в тех же пропорциях, что на Солнце. Этот факт позволяет считать, что углистые хондриты до настоящего времени сохранили состав протопланетной туманности, когда вещество в ней было перемешано (не дифференцировано), а Солнце и планеты еще не существовали. Анализ углистых хондритов чрезвычайно важен для изучения условий, происходивших 4,6 млрд лет назад, в эпоху формирования Солнечной системы.

В ахондритах хондр нет, они состоят из структурно однородного вещества.

Рис. 9.5. Фрагмент железного Сихотэ-Алинского метеорита:

падение 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке, Россия. Из коллекции астрономической обсерватории Иркутского государственного университета

Железно-каменные метеориты — образцы никелистого железа (железная матрица) с вкраплениями зерен каменных минералов. Встречается обратная ситуация: металлические зерна вкраплены в каменную матрицу.

По структуре метеоритное вещество можно разделить на две группы — хондриты и дифференцированные метеориты. В отличие от описанных выше хондритов, дифференцированные метеориты представляют собой фрагменты крупных тел, явно проходивших через стадию гравитационной дифференциации, нагрева и плавления.

Таким образом, по свойствам метеоритов можно сделать выводы о характеристиках их родительских тел — астероидов.

Кентавры. Помимо астероидов Главного пояса, обнаружены объекты, чьи орбиты расположены дальше от Солнца — в пространстве между Юпитером и Нептуном. По состоянию на конец 2010 г. было известно 287 кентавров, согласно модельным оценкам, таких объектов размером более 1 км должно быть несколько десятков тысяч. Судя по их альбедо, это объекты, объединяющие в себе свойства каменных астероидов и ледяных объектов пояса Койпера и комет. Эта двойственность отражена в названии (кентавры — человеко-лошади из греческой мифологии).

Первый из кентавров — Хирон (диаметр оценен в 100—137 км) открыт в 1977 г. Проходя перигелий своей довольно вытянутой орбиты, Хирон окутывается пылевой комой, подобно ядру кометы, хотя существенно превосходит типичные ядра комет по размеру.

В числе кентавров можно упомянуть Фон (диаметр 185 км), Несс (58 км), Асбол (66—80 км) и Харикло (257 км), открытые в 1990;е гг. В 2014 г. у Харикло открыты пылевые кольца. Названия соответствуют именам кентавров античной мифологии.

Исследования астероидов космическими аппаратами. На сегодня существует несколько астероидов, исследованных с близкого расстояния с помощью космических аппаратов.

В 1991 г. автоматический космический аппарат «Галилео», направлявшийся к Юпитеру, провел исследования астероида 951 Гаспра (названного в честь поселка в Крыму, вблизи обсерватории в Симеизе). Размеры Гаспры (19×12×11 км) близки к габаритам Деймоса. Это каменный астероид S-типа красноватого оттенка, поверхность сложена породами, содержащими оливин, пироксен и железо. Сделан вывод, что Гаспра является обломком более крупного (порядка 100 км) небесного тела. Поверхность покрыта ударными кратерами, имеются трещины и разломы.

В 1993 г. «Галилео» исследовал астероид 243 Ида (размеры 56×24 х х 21 км) и обнаружил у него маленький спутник Дактиль размером 1,5 км. Плотность ударных кратеров на единицу поверхности у Иды оказалась больше, чем у Гаспры, что позволяет сделать вывод о большем возрасте Иды.

В 1997 г. космический аппарат «NEAR» обследовал с близкого расстояния астероид 253 Матильда размерами 50×50×70 км. Это крупное тело типа С с альбедо 4%. Особенностью Матильды является чрезвычайно медленное вращение с периодом 17,4 земных солнечных суток.

В 2000 г. «NEAR», получивший дополнительное имя «Шумейкер» в честь выдающегося американского геолога и планетолога Юджина Шумейкера (1928—1997), впервые в истории стал искусственным спутником астероида 433 Эрос и выполнил съемки его поверхности с разрешением около 3 м. Подтвердились данные о том, что Эрос имеет форму груши с размерами 40×14 км. После окончания работ аппарат «NEAR» предпринял ранее не планировавшуюся попытку совершить посадку на Эрос, однако при посадке были повреждены камеры аппарата и снимки с поверхности получены не были. Выяснилось, что Эрос близок по составу к хондритам с низким содержанием железа. Это сплошное тело, образовавшееся в результате распада более крупного объекта. Средняя плотность Эроса близка к плотности земной коры.

В 2005 г. была выполнена попытка японского космического аппарата «Хаябуса» (сокол) взять образец грунта с поверхности небольшого астероида 25 143 Итокава размером 550×300×240 м и доставить образец на Землю. Из-за серии неполадок возвращение космического аппарата задержалось на годы: только в 2010 г. он доставил на Землю капсулу с микроскопическими частицами вещества астероида. В их составе обнаружились оливин (30%), пироксен (25%) и плагиоклаз. Относительное количество и элементный состав частиц соответствует параметрам примитивных метеоритов (углистых хондритов). Это подтверждают и результаты дистанционного зондирования вещества астероида аппаратурой «Хаябусы».

Рис. 9.6. Астероид Итокава (космический аппарат «Хаябуса», Япония)

Съемки Итокавы показали, что этот астероид представляет собой не твердое тело из скальных пород, а скорее рыхлую груду камней. На нем обнаружены два типа ландшафта: пересеченная местность с большим количеством камней и валунов, и ровные реголитовые равнины из мелких частиц. Выдвинута гипотеза о том, что сотрясения метеороида под влиянием ударов метеоритов могли привести к разделению камней у поверхности по размерам, в итоге большие и тяжелые частицы оказались на поверхности, а мелкие — внизу. Предполагается, что этот открытый на Итокаве эффект в той или иной степени характерен и для других астероидов.

В 2007 г. состоялся запуск космического аппарата «Dawn» (NASA), направленного на изучение крупнейших объектов Главного пояса астероидов — Весты и Цереры. Осуществив гравитационный маневр вблизи Марса в феврале 2009 г., аппарат прибыл в августе 2011 г. к Весте и вышел на орбиту вокруг этого астероида.

Астероид 4 Веста обладает размерами 578×560×458 км, масса — 2,59 • 10²⁰ кг, его средняя плотность — 3,45 г/см³, что близко к плотности Луны. Как и планеты земной группы, астероид имеет сложную структуру, он прошел стадию гравитационной дифференциации, имеет ядро, мантию и кору; верхний слой коры сложен реголитом. На южном полюсе Весты обнаружен гигантский импактный кратер Реясильвия, чьи размеры близки к размерам самого астероида — до 500 км при глубине воронки до 25 км. В центре воронки находится центральная горка с основанием диаметром около 180 км и высотой до 22 км. Считается, что многие небольшие астероиды, а также многие найденные на Земле метеориты являются осколками, возникшими во время древнего катастрофического столкновения, образовавшего этот глубочайший в Солнечной системе кратер.

Рис. 9.7. Астероид Веста (космической аппарат «Dawn», NASA).

После исследований Весты в течение года, в августе 2012 г. «Dawn» осуществил перелет к Церере и вышел на орбиту вокруг нее в 2015 г. Активная работа на орбите искусственного спутника Цереры продолжалась до апреля 2018 г.

Карликовая планета Церера имеет размеры 963×891 км, ее масса составляет 9,39 • 10²⁰ кг. Гравитационные возмущения со стороны Юпитера и Сатурна вызывают колебания наклона оси вращения Цереры в пределах от 2 до 20° в течение 24,5 тысяч лет. В настоящее время отклонение оси вращения от нормали к плоскости орбиты составляет 2°. Сутки Цереры продолжаются чуть больше 9 часов.

Рис. 9.8. Поверхность карликовой планеты Церера (космический аппарат «Dawn», NASA).

Средняя плотность Цереры мала (2,16 г/см³), что говорит о существенных отличиях строения этого небесного тела от структуры уже рассмотренных выше планет земной группы и Луны. Безразмерный момент инерции Цереры — 0,387. Это близко к значению 0,4, что указывает на почти равномерное распределение масс в недрах карликовой планеты. Судя по имеющимся данным, в недрах Цереры можно выделить твердую кору толщиной около 40 км с плотностью около 1,3 г/см³, и каменную мантию, простирающуюся до центра (глубиной около 420 км и плотностью 2,4 г/см³. Возможно, в центре есть небольшое ядро, но об этом достоверно ничего не известно. В коре присутствуют филлосиликаты, клатраты метана и водяной лед, а также гидратированные соли. Эта смесь при низких температурах (средняя температура на поверхности близка к -120 °С) обладает очень высокой жесткостью и прочностью. В более плотной, но пористой мантии, судя по всему присутствует вода, в том числе в жидком состоянии — с глубиной температура среды растет.

На поверхности Цереры обнаружены древние импактные кратеры, как и на других безатмосферных телах (они получают названия в честь богов и богинь земледелия и растительности). На высоких широтах находятся значительные залежи льда, при этом лед медленно «течет», и следы этих движений, похожие на следы движущихся ледников на Земле и Марсе, также обнаружены. Важно, что льды присутствовали в породах Цереры со времен ее формирования, а не были занесены позже. Как и на Меркурии и Луне, там есть приполярные кратеры, куда никогда не попадают солнечные лучи, содержащие поверхностный лед.

Интересные детали, обнаруженные аппаратом «Dawn» на Церере — это яркие пятна, получившие название факула (факел, яркое пятно) Цереалий и факула Виналий, внутри 92-километрового кратера Оккатор. Спектры этих образований показали, что там залегает сода — карбонат и гидрокарбонат натрия. Предположительно, соленая жидкость поступала из глубин, при нулевом атмосферном давлении вода закипала и испарялась, а светлые карбонаты оставались на поверхности. Считается, что это сравнительно молодые образования (вероятно, они возникли около миллиона лет назад).

Рис. 9.9. Яркие отложения солей внутри импактного кратера Оккатор на карликовой планете Церера (Фото: «Dawn», NASA).

Рис. 9.10. Молодой криовулкан Ахуна на карликовой планете Церера (Фото: «Dawn», NASA).

Еще один примечательный объект на Церере — коническая гора Ахуна высотой 4 км на экваторе карликовой планеты. Крутизна склонов — 30—40°, размеры эллиптического основания — 21 на 13 км.

Ахуна представляет собой криовулкан (ледяной вулкан), извергавший холодную соленую воду, застывавшую на ее склонах. Признаки активного криовулканизма, возможно, продолжающегося и сегодня, обнаружены и в других местах на Церере.

Исследования объектов Главного пояса астероидов продолжаются. В 2014 г. стартовал японский космический аппарат «Хаябуса-2», направленный к астероиду (162 173) 1999 JU3 размером более 900 м. Летом 2018 г. зонд достиг цели. После отбора образцов грунта астероида аппарат должен в декабре 2020 г. вернуться на Землю.

В 2016 г. в США запущен космический аппарат «Осирис-Рекс», программой полета которого предусмотрен отбор образцов грунта астероида 101 955 Бенну в 2019 г. и доставка их на Землю в 2023 г.

Полученные разными методами данные позволяют делать следующие выводы. Плотность астероидов варьирует в пределах от 1,3 г/см³ (253 Матильда) до 3,4—3,5 г/см³ (4 Веста). Для некоторых астероидов характерны значительная пористость, что говорит о наличии трещин и пустот в этих небесных телах. Судя по всему, многие из них представляют собой скопления обломков, связанных между собой силой тяготения. Некоторые астероиды обладают небольшими спутниками.