Читать интересную книгу Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Борис Шустов

Всего в новой таксономии содержится уже 26 классов. Тринадцать классов имеют однобуквенные обозначения: А, В, С, D, К, L, О, Q, R, S, Т, V и X. При этом классы А, В, D, Q, R, Т и V совпадают с классами Толена. Класс К был введен еще Беллом [Bell, 1988]. Класс О — абсолютно новый с четырьмя известными членами. Два новых класса L и S выделены из класса S Толена. Астероиды с промежуточными спектральными свойствами получили многобуквенные обозначения: Сb, Сg, Cgh, Сh, Ld, Sa, Sk, Sl, Sr, Sq, Xc, Xe и Xk. При этом классы X, Xc, Xe и Xk выделены в пределах класса X Толена, который охватывал классы Е, М и Р, если более тонкая дифференциация (по величине альбедо) была невозможна. Классы Сg и Cgh выделены в пределах класса G Толена, классы С и Сh ранее были представлены в классе C. Наконец, наиболее широкий класс S Толена в новой таксономии представлен набором классов L, Ld, S, Sa, Sk, Sl, Sr и Sq.

Из-за того что спектральные характеристики астероидов фактически меняются непрерывным образом и поскольку две таксономии основаны на несколько различающихся принципах, соответствие между классами обеих таксономий не всегда строго выдерживается. Тем не менее, это соответствие отражает преемственность двух таксономий. В то же время новая таксономия дает возможность более точного описания спектральных характеристик астероидов и позволяет глубже проникнуть в минералогию вещества, из которого они сложены. В качестве примера укажем на комплекс X с бесструктурными спектрами в таксономии Толена. Новая технология позволила выявить в спектрах характерные особенности, дающие основание подразделить этот комплекс на четыре класса X, Хc, Хe и Xk, причем в спектрах астероидов типа Хe присутствует полоса поглощения, ассоциируемая с минералом троилитом.

В связи с проблемой астероидной опасности особый интерес представляет таксономия астероидов, сближающихся с Землей. К настоящему времени таксономическая информация имеется для 370 АСЗ и 100 марс-кроссеров (астероидов, заходящих внутрь орбиты Mарса). 252 наблюдения АСЗ и марскроссеров были выполнены по единой методике в ходе спектроскопического обзора малых астероидов, проводившегося в период с 1994 г. по 2002 г. (см. http://smass.mit.edu). Результаты представлены в работе [Binzel et al., 2004]. В ходе обзора были найдены представители 25 из перечисленных выше 26 классов астероидов, содержащихся в таксономии по Басу (рис. 3.29), в том числе и два представителя редкого класса D, который характерен для астероидов внешней части пояса, прежде всего для троянцев и группы Гильды. Почти 90 % исследованных астероидов попадают в широкие комплексы S [S, Sa, Sk, Sl, Sr, K, L, Ld], Q [Q, Sq], X [X, Xc, Xk] и C [B, C, Cb, Сg, Cgh, Сh] (в квадратных скобках указаны классы, входящие в комплексы).

Из рисунка 3.29 видно, что среди АСЗ преобладают светлые астероиды (со сравнительно большими альбедо), относящиеся к комплексам S и Q. Они составляют 2/3 от общего числа АСЗ. Астероиды, принадлежащие к классам с низким альбедо (комплекс С, класс D) оказываются в меньшинстве. В Главном поясе, рассматриваемом как целое, имеет место противоположное соотношение. Быть может, все дело в наблюдательной селекции, которая «работает» в пользу более светлых и потому более заметных астероидов? В работах [Lupishko and Di Martino, 1998; Д. Лупишко, T. Лупишко, 2001] показано, что хотя селекция действительно увеличивает число открытых и классифицированных светлых астероидов, тем не менее, преобладание S-и Q-астероидов среди АСЗ является реальным.

Рис. 3.29. Число астероидов различных таксономических классов в популяции АСЗ [Binzel et al., 2004]. Число астероидов классов S и Sq указано в скобках рядом с обозначением класса. Классификация соответствует работе [Bus and Binzel., 2002b]

Этот вывод нашел подтверждение в работах [Binzel et al., 2002; Stuart and Binzel, 2004]. В них построены исправленные за наблюдательную селекцию распределения астероидов по таксономическим классам, с одной стороны, в Главном поясе, а с другой стороны, для АСЗ. В то время как для АСЗ отношение числа астероидов комплекса C к числу астероидов комплекса S составляет 0,75, в Главном поясе это отношение равно 1,8. Естественное объяснение этому факту заключается в том, что пополнение популяции АСЗ происходит в основном за счет астероидов, движущихся ближе к внутреннему краю пояса, где соотношение между светлыми и темными астероидами ближе к тому, что имеет место среди АСЗ.

Здесь уместно вновь вернуться к вопросу о том, вещество какого типа астероидов является аналогом обыкновенных хондритов, составляющих примерно 80 % всех метеоритов, наблюдавшихся при падении. По спектральным характеристикам наиболее близки к обыкновенным хондритам астероиды класса Q. Но эти астероиды не представлены в Главном поясе, и даже среди АСЗ их существенно меньше, чем астероидов класса S (отношение их числа равно 80/125). Почему же среди метеоритов доминируют обыкновенные хондриты? В ряде работ было показано, что спектры S-астероидов демонстрируют определенную тенденцию приближения к спектрам Q-астероидов и обыкновенных хондритов по мере уменьшения размеров астероидов. Возможное объяснение этой тенденции заключается в следующем. С уменьшением размеров астероида уменьшается и средняя продолжительность его существования как консолидированного тела до его распада в результате столкновения с другими телами. В результате можно утверждать, что по мере уменьшения размеров исследуемых астероидов наблюдатели имеют дело со все более «молодыми», все более свежими поверхностями. Отсюда вытекает, что указанная выше тенденция может быть вызвана постепенным изменением отражательных свойств S-астероидов под влиянием «космического выветривания» [Binzel et al., 2002]. Подобное изменение оптических свойств поверхности может происходить в результате осаждения на ней субмикроскопических частиц железа, что ведет по мере их накопления к ее постепенному «покраснению» (сдвигу максимума отражения в сторону более длинных волн). Поскольку столкновения являются случайным процессом, то не все малые тела одного размера имеют поверхности одинакового возраста. Зависимость оптических свойств от размера может проявляться только как тенденция. В работе [Binzel et al., 2004] показано, что по мере перехода от стометровых тел к телам пятикилометрового размера действительно статистически наблюдаются подобные изменения, которые соответствуют переходу от Q-астероидов к S-астероидам. Тем самым открывается путь к объяснению связи обыкновенных хондритов с наиболее распространенным на внутреннем крае пояса и среди АСЗ классом астероидов.

Другим веским подтверждением этой связи явились результаты исследования достаточно типичного S-астероида (433) Eros с помощью космического аппарата NEAR. По данным различных приборов, установленных на аппарате, элементный состав Эроса согласуется с составом обыкновенных хондритов, хотя зафиксирован недостаток серы. Вещество Эроса может быть подобным обыкновенным хондритам, хотя отнести его состав к определенной петрологической группе не удается [Chang, 2002].

В разделе 3.7 указывалось, что существуют вполне определенные динамические пути переноса вещества астероидов и комет из области Главного пояса в область движения планет земной группы. В работе [Binzel et al., 2004] эта связь между различными областями в поясе астероидов и различными группами АСЗ прослежена с точки зрения их физических свойств и минералогического состава. Так, например, АСЗ типа E происходят из областей вблизи внутреннего края Главного пояса (район группы Венгрии), АСЗ типа С происходят из центральной и внешней частей пояса, АСЗ типа Р — из внешней части пояса. Небольшие по размеру астероиды типа V, встречающиеся почти исключительно среди АСЗ, попали в этот район посредством мощных и «быстродействующих» резонансов ν6 и 3:1, о чем свидетельствует их отсутствие среди марс-кроссеров. Их происхождение, скорее всего, связано с астероидом (4) Веста, имеющим тот же самый таксономический тип. Определенные выводы делаются также относительно вклада комет в популяцию АСЗ. Среди АСЗ типов С, D и Х c низким альбедо преобладают астероиды,

имеющие так называемую постоянную Тиссерана, меньшую или равную 3 (такое значение постоянной может являться результатом гравитационного взаимодействия тела с Юпитером при их тесном сближении; оно характерно для комет семейства Юпитера). По оценкам авторов работы, до 10–18 % популяции АСЗ в пределах любого заданного диаметра могут являться угасшими кометами. Ранее упоминалось, что в работе [Bottke et al., 2002] вклад комет семейства Юпитера в АСЗ оценивался в 6 %. Видимое противоречие с результатами [Binzel et al., 2004] объясняется тем, что в первом случае подсчеты делались в пределах заданной звездной величины. Учет поправки за наблюдательную селекцию делает обе оценки эквивалентными [Lupishko et al., 2007].