Солнечная система (Астрономия и астрофизика)

Сурдин Владимир Георгиевич

Как оказалось, в отличие от земных горных пород вещество астероидов в целом выглядит значительно более простым и даже примитивным. Это говорит о том, что физические и химические процессы в нем были не такими разнообразными и сложными, как в недрах планет земной группы. Тогда как на Земле сейчас надежно выделено около 4000 минеральных видов, на астероидах их может быть всего несколько сотен. Об этом можно судить хотя бы по количеству минеральных видов (около 300), найденных в метеоритах — обломках астероидов.

Большое разнообразие минералов на Земле возникло не только потому, что наша планета, по сравнению с астероидами, формировалась значительно ближе к Солнцу, а значит, и при более высокой температуре, стимулирующей химические реакции. Существенную роль сыграла и большая масса нашей планеты. Разогретое в ее недрах и ставшее пластичным силикатное вещество, металлы и их соединения

разделились (дифференцировались) по удельному весу в гравитационном поле Земли. Эти процессы оказались благоприятными для возникновения постоянной газовой или жидкой окислительной среды, основными компонентами которой были кислород и вода. Их длительное взаимодействие с первичными минералами и породами земной коры дало то богатство минералов, которое мы наблюдаем.

Астероиды, по дистанционным данным, в основном состоят из простых силикатных соединений. В первую очередь это безводные силикаты, такие как пироксены (обобщенная формула ABZ₂O₆, где позиции «А» и «В» занимают катионы разных металлов, a «Z» — это Аl или Si), оливины (A₂²⁺SiO₄ где A=Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (общая формула (Na,Ca)Al(Al,Si)Si₂O₈; в скобках указаны пары элементов, один из которых может входить в реальную формулу минерала). Их называют породообразующими минералами, поскольку они составляют основу большинства горных пород.

Широко представлены на астероидах и силикатные соединения другого типа — гидросиликаты, или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (общая формула A₃Si₂O₅(0H), где A=Mg, Fe²⁺, Ni), хлориты (A_4—6Z₄O₁₀(OH, O)₈, где А и Z — это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, содержащих гидроксил (ОН). Предполагают, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности, FeNi), органические (т.е. углеродные) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствует исследование метеоритов.

Спектральные типы астероидов

Выделено более дюжины основных спектральных типов (классов) астероидов, обозначенных латинскими буквами: А, В, С, F, G, D, Р, Е, М, Q, R, S, V и Т. Дадим их краткую характеристику.

Астероиды типа А имеют довольно высокое альбедо и самый красный цвет, вызванный значительным ростом с длиной волны их отражательной способности. Судя по цвету и спектру, они могут состоять из высокотемпературных оливинов (температура плавления от 1100 до 1900°С) или из смеси оливина с металлами.

Напротив, у астероидов типов В, С, F, и G низкое альбедо (тип В светлее других) и почти плоский, «бесцветный» спектр в видимом диапазоне, резко спадающий на коротких волнах. Поэтому считают, что эти астероиды в основном состоят из низкотемпературных гидратированных силикатов (температура разложения или плавления от 500 до 1500°С) с примесью углерода или органических соединений, имеющих похожие спектральные характеристики.

Астероиды с низким альбедо и красноватым цветом отнесены к типам D и Р (более красные — D). Такие свойства имеют силикаты, богатые углеродом или органическими веществами. Из них состоят, например, частички межзвездной пыли, которая заполняла и околосолнечный протопланетный диск еще до образования планет. На основе этого сходства предполагают, что D- и Р-астероиды — наиболее древние, малоизмененные члены главного пояса астероидов.

Астероиды типа Е имеют самое высокое альбедо (их поверхность отражает до 50% падающего света) и слегка красноватый цвет. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (неокисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов Е-типа.

Астероиды, похожие по форме спектра на Р- и Е-тип, но по значению альбедо лежащие между ними, относят к М-типу. Оказалось, что по оптическим свойствам они очень похожи на металлы в свободном состоянии или металлические соединения, находящиеся в смеси с энстатитом или другими пироксенами. Таких астероидов сейчас известно около 30. Недавние наземные

наблюдения открыли интересный факт: у многих из этих астероидов на поверхности присутствуют гидратированные силикаты. Хотя причина возникновения такой необычной комбинации высокотемпературных и низкотемпературных материалов еще окончательно не установлена, можно предположить, что гидросиликаты попали на астероиды М-типа при их столкновениях с более примитивными телами (например, недифференцированными астероидами, ядрами комет и т.п.

По значению альбедо и общей форме спектров отражения в видимом диапазоне астероиды Q-, R-, S- и V-типов достаточно схожи: у них довольно высокое альбедо и красноватый цвет. Различия же между ними сводятся к тому, что присутствующая в ближнем инфракрасном диапазоне спектра широкая полоса поглощения вблизи 1 мкм. имеет разную глубину. Эта полоса характерна для смеси пироксенов и оливинов; положение ее центра и глубина зависят от долевого и общего содержания этих минералов в поверхностном слое астероида. С другой стороны, глубина любой полосы поглощения в спектре отражения силикатного вещества уменьшается при наличии в нем каких-либо непрозрачных частичек (например, углерода, металлов или их соединений), которые экранируют диффузно-отраженный (т.е. пропускаемый через вещество и несущий информацию о его составе) свет. У данных астероидов глубина полосы поглощения вблизи 1 мкм. увеличивается от S- к Q-, R- и V-типам. Поэтому астероиды перечисленных типов (кроме V) могут состоять из смеси оливинов, пироксенов и металлов. Вещество же астероидов V-типа может включать наряду с пироксенами также и полевые шпаты, а по составу быть похожим на земные базальты.

И наконец, к типу Т относят астероиды, имеющие низкое альбедо и красноватый спектр отражения, похожий на спектры Р- и D-типов, но по наклону занимающий промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов Т-, Р- и D-типов считают примерно одинаковым и соответствующим силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями.

При изучении распределения астероидов в пространстве обнаружилась явная связь их предполагаемого химикоминерального состава с расстоянием до Солнца. Оказалось, что чем более простой минеральный состав имеют астероиды (т.е. чем больше в них летучих соединений), тем дальше, как правило, они находятся от Солнца. В целом более 75% всех астероидов принадлежат С-типу и располагаются преимущественно в периферийной части главного пояса. Примерно 17% принадлежат S-типу и преобладают во внутренней части пояса. Большая часть из оставшихся астероидов относится к М-типу и также в основном движется в средней части астероидного кольца. Максимумы распределений астероидов этих трех типов находятся в пределах главного пояса. Максимум общего распределения астероидов Е- и R-типов несколько выходит за пределы внутренней границы пояса в сторону Солнца. Интересно, что максимум суммарного распределения астероидов Р- и D-типов лежит на далекой периферии главного пояса и выходит не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Не исключено, что распределение Р- и D-астероидов главного пояса перекрывается с астероидными поясами Казимирчак-Полонской, находящимися между орбитами планет-гигантов.

В заключение кратко изложим смысл общей гипотезы о происхождении астероидов различных классов, которая находит все больше подтверждений.

О происхождении малых тел

На заре формирования Солнечной системы, около 4,5 млрд. лет назад, из окружающего Солнце газо-пылевого диска вследствие турбулентных и других нестационарных явлений возникли сгустки вещества, которые при взаимных неупругих столкновениях и гравитационных взаимодействиях объединялись в планетезимали. С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газо-пылевого вещества и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Во-первых, это обстоятельство привело к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом с указанной границей и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы. Во-вторых, газо-пылевое вещество, из которого образовались астероиды, оказалось весьма неоднородным по составу в зависимости от расстояния до Солнца: относительное содержание в нем простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание летучих соединений нарастало с удалением от Солнца в области от 2,0 до 3,5 а.е.