Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Коллектив авторов

В табл. 3.7 указанное подразделение астероидов на суперклассы с некоторыми вариациями соответствует переходу от верхней части таблицы к ее середине и затем к нижней части.

Наличие аналогии между различными классами астероидов и классами/типами метеоритов не означает, что эта аналогия не имеет противоречий. Достаточно сказать, что наиболее распространенный тип метеоритов – обыкновенные хондриты – являются аналогом редкого класса астероидов Q, который встречается только среди АСЗ. Некоторые классы астероидов, такие как примитивные классы P и D, вообще не имеют аналогов среди метеоритов. Дело, очевидно, в том, что падающие на Землю метеориты не являются «репрезентативной выборкой» вещества астероидов. Как будет отмечено чуть позже, АСЗ также обнаруживают специфические особенности классификации по сравнению с астероидами Главного пояса.

Пожалуй, наиболее замечательным результатом классификации астероидов является обнаружение зависимости частоты встречаемости различных классов от большой полуоси орбиты, или среднего расстояния астероида от Солнца. Так, астероиды класса Е во много раз чаще встречаются вблизи внутреннего края Главного пояса, на расстояниях около 1,9 а.е. от Солнца, чем в районе внешнего края пояса, на расстояниях около 3 а.е. Пик встречаемости астероидов класса S приходится на 2,2–2,3 а.е., класс С многочисленнее всего на внешнем краю Главного пояса, а примитивные классы P и D обильнее всего представлены соответственно астероидами группы Гильды и троянцами (рис. 3.28 а).

На рис. 3.28 б отчетливо видно, что распределение астероидов между суперклассами примитивных, метаморфных и вулканических четко коррелирует со значением большой полуоси орбиты a (некоторой характеристикой расстояния от Солнца): вулканические преобладают на внутреннем краю пояса, в то время как примитивные – на внешнем, а метаморфные представлены в зоне от 2,0 до 4,0 а.е. Это наводит на мысль, что разогрев вещества астероидов, который обеспечил выплавку железоникелевой фракции и ахондритного вещества, быстро убывал с расстоянием от Солнца. Известно два сценария для обеспечения эффективного разогрева планетезималей на ранней стадии формирования Солнечной системы. Первый из них – это радиоактивный распад короткоживущего изотопа алюминия 26Al. Этот сценарий может обеспечить наблюдаемое соотношение астероидов различных классов, если процесс формирования планетезималей начался вблизи Солнца и быстро распространился до орбиты Юпитера за время, сравнимое с периодом полураспада 26Al (720 000 лет). Правда, для этого требуется, чтобы протопланетное облако непосредственно перед началом формирования планетезималей было обогащено короткоживущим изотопом алюминия (взрыв сверхновой?). Другой сценарий – это магнитно-индукционный разогрев планетезималей потоками заряженных частиц, выбрасываемых Солнцем во время прохождения им ранней стадии развития.

Так или иначе, несмотря на имевшее место перемешивание вещества в Главном поясе астероидов, в нем до сих пор сохранились свидетельства неоднородности физико-химических условий, существовавших в первичном протопланетном облаке и внутри формирующихся малых тел на начальной стадии образования Солнечной системы. При этом достаточно отчетливо прослеживается связь между температурным метаморфизмом вещества малых тел и их расстоянием от Солнца.

Хотя было сделано несколько попыток расширения и усовершенствования описанной выше таксономии астероидов, она до сих пор остается наиболее употребительным стандартом. Таксономия по Толену, как и ряд других таксономий, основывается на классификации спектральных кривых астероидов, полученных с помощью некоторого числа светофильтров. Но уже с середины восьмидесятых годов XX в. стала развиваться новая техника получения и измерения спектров астероидов при помощи щелевых спектрографов. Разложение пучка света в спектр в таких спектрографах осуществляется с помощью дифракционной решетки или комбинации решетки и призмы. Получаемый спектр направляется на ПЗС-матрицу, где он распределяется на большое число пикселов. Результирующая кривая интенсивности сравнивается с аналогичной кривой, полученной для звезды того же самого или близкого спектрального класса, что и Солнце. Описанный в самых общих чертах метод позволяет построить кривую, показывающую отношение интенсивностей падающего и отраженного потоков излучения в зависимости от длины волны, т. е. кривую спектральной отражательной способности.

Эта технология обладает рядом очевидных преимуществ по сравнению с использованием светофильтров: она позволяет получать спектры со значительно большим разрешением и притом для существенно более слабых объектов. Технология позволяет одновременно измерять спектр астероида и ночного неба и затем вводить коррекцию за вариацию атмосферных условий. Поскольку экспозиция длится относительно короткий промежуток времени, практически исключается неопределенность, связанная с возможным изменением цветовых характеристик астероида при его вращении.

Указанным способом к настоящему времени получены спектры порядка 3000 астероидов [Bus and Binzel, 2002a, b]. В работе [Bus and Binzel, 2002a] единым образом получены спектры 1447 астероидов. Это позволило авторам предложить новую таксономию астероидов, которая полностью основывается на анализе их спектров [Bus and Binzel, 2002b]. Благодаря большому разрешению и обилию спектров был подмечен ряд их особенностей, которые оставались не выявленными в предшествующих работах. Анализ почти полутора тысяч спектров обнаружил отсутствие резко выраженных линий разделов между различными типами спектральных кривых, за исключением одного случая. Тем не менее, для сохранения преемственности с устоявшимися представлениями было решено в основном сохранить структуру таксономии по Толену, расширив и подразделив ее на более мелкие составляющие, где это было возможно и необходимо.

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 С. 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).