Страница:
Еще одной примечательной особенностью АСЗ с размерами от нескольких сотен метров до 10 км является корреляция между амплитудой колебаний блеска и скоростью вращения. На рис. 3.23 представлено среднее значение амплитуды колебаний блеска для таких астероидов в зависимости от скорости вращения. Вертикальными черточками отмечены средние ошибки отложенных значений величины средней амплитуды. Начиная со значения 5 оборотов в сутки намечается устойчивая тенденция к уменьшению средней амплитуды колебаний блеска. Эта тенденция, как и ранее рассмотренные особенности, свидетельствует в пользу того, что быстро вращающиеся астероиды представляют собой агрегаты слабо связанных обломков. Можно думать, что по мере увеличения скорости вращения сила, прижимающая обломки друг к другу, уменьшается, что ведет к их большей подвижности и постепенному уменьшению отношения самой большой из полуосей фигуры астероида к двум другим.
Рис. 3.23. Среднее значение амплитуды колебаний блеска АСЗ с размерами от нескольких сотен метров до 10 км в зависимости от скорости вращения [Pravec and Harris, 2000]
Наконец, в данном разделе следует упомянуть о том, что ряд АСЗ, в том числе потенциально опасных астероидов, обнаруживает такие особенности световых кривых, которые не могут быть объяснены иначе, как явлениями затмений и покрытий в двойных системах (рис. 3.24). Глубокие минимумы на кривой блеска обусловлены прохождениями спутника и/или его тени по диску главного компонента двойного астероида, а менее глубокие плоские минимумы – прохождением спутника за диском астероида или попаданием его в тень, отбрасываемую главным компонентом. Изучение кривых блеска позволяет определить параметры двойной системы, такие как диаметр главного компонента, отношение диаметра спутника к диаметру главного компонента, большую полуось орбиты спутника, период вращения главного компонента и период обращения спутника и т. д. К настоящему времени среди АСЗ найдено около 35 двойных систем (http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html).
Рис. 3.24. Долгопериодическая составляющая кривой блеска АСЗ 1996 F G3 [Pravec et al., 2000]. По вертикальной оси отложен блеск в лучах R, приведенный к единичным расстояниям от Земли и Солнца и углу фазы, равному 17°
Количество двойных астероидов среди АСЗ оценивается как 17 % [Pravec et al., 1999]. Примерно такой же процент двойных АСЗ был определен в работе [Bottke and Melosh, 1996] на основе статистики двойных кратеров на поверхностях Венеры и Земли. Это очень большой процент, который нуждается в объяснении. В нескольких работах ([Bottke and Melosh, 1996] и др.) был предложен механизм, согласно которому двойные АСЗ образуются в результате приливного распада «rubble piles» во время их тесных сближений с планетами земной группы. Быстрое вращение астероидов может способствовать эффективности подобного механизма. Действительно, главные компоненты обнаруженных двойных АСЗ в большинстве случаев очень быстро вращаются. Многие двойные АСЗ имеют малую объемную плотность, что характерно для «rubble piles».
3.11. Показатели цвета астероидов
3.12. Физическая классификация астероидов
Наконец, в данном разделе следует упомянуть о том, что ряд АСЗ, в том числе потенциально опасных астероидов, обнаруживает такие особенности световых кривых, которые не могут быть объяснены иначе, как явлениями затмений и покрытий в двойных системах (рис. 3.24). Глубокие минимумы на кривой блеска обусловлены прохождениями спутника и/или его тени по диску главного компонента двойного астероида, а менее глубокие плоские минимумы – прохождением спутника за диском астероида или попаданием его в тень, отбрасываемую главным компонентом. Изучение кривых блеска позволяет определить параметры двойной системы, такие как диаметр главного компонента, отношение диаметра спутника к диаметру главного компонента, большую полуось орбиты спутника, период вращения главного компонента и период обращения спутника и т. д. К настоящему времени среди АСЗ найдено около 35 двойных систем (http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html).
Количество двойных астероидов среди АСЗ оценивается как 17 % [Pravec et al., 1999]. Примерно такой же процент двойных АСЗ был определен в работе [Bottke and Melosh, 1996] на основе статистики двойных кратеров на поверхностях Венеры и Земли. Это очень большой процент, который нуждается в объяснении. В нескольких работах ([Bottke and Melosh, 1996] и др.) был предложен механизм, согласно которому двойные АСЗ образуются в результате приливного распада «rubble piles» во время их тесных сближений с планетами земной группы. Быстрое вращение астероидов может способствовать эффективности подобного механизма. Действительно, главные компоненты обнаруженных двойных АСЗ в большинстве случаев очень быстро вращаются. Многие двойные АСЗ имеют малую объемную плотность, что характерно для «rubble piles».
3.11. Показатели цвета астероидов
Различные приемники излучения, в том числе человеческий глаз, обладают различной чувствительностью к лучам различных длин волн. Человеческий глаз наиболее чувствителен к желтым и зеленым лучам, в то время как несенсибилизированная фотопластинка наиболее чувствительна к лучам синей и фиолетовой части спектра. Поэтому одно и то же светило в зависимости от цвета по-разному воспринимается глазом и фотопластинкой. Два светила различного цвета, воспринимаемые глазом как имеющие одинаковый блеск, на фотопластинке оставляют различные изображения. Чтобы иметь возможность сравнивать между собой оценки блеска светил, получаемые с помощью разных приемников излучений, в астрономии строятся фотометрические системы, характеризующиеся набором спектральных полос и их шириной. Единственной употребляемой в настоящее время для астероидов фотометрической системой является система UBV, разработанная Х. Джонсоном и У. Морганом [Johnson, 1955]. Эта система включает три основные полосы спектра: полосу U (ультрафиолетовая, эффективная длина волны 0,365 мкм, ширина 0,068 мкм), B (синяя, эффективная длина волны 0,440 мкм, ширина 0,098 мкм) и V (визуальная, эффективная длина волны 0,550 мкм, ширина полосы 0,089 мкм). Иногда их дополняют полосами в красной R и инфракрасной IR областях спектра. Напомним, что человеческий глаз воспринимает свет в интервале длин волн приблизительно от 0,4 до 0,7 мкм при максимуме чувствительности около 0,550 мкм. Отметим также, что звездные величины светил в различных полосах системы UBV принято обозначать теми же буквами, которые используются для обозначения полосы.
На практике фотометрическая шкала UBV может быть достаточно просто реализована с помощью системы фильтров, имеющих соответствующие полосы пропускания света.
Показателями цвета (колор-индексами) светил называют величины B-V и U-B, т. е. разности между звездными величинами светила в разных участках спектра. Показатели цвета могут служить характеристикой распределения энергии в спектре светила. Нуль-пункт фотометрической шкалы UBV подобран таким образом, чтобы для звезд спектрального класса A0 значения колор-индексов U-B и B-V были равны нулю. Для бело-голубых звезд спектральных классов O и B колор-индексы отрицательны, так как максимум излучения этих звезд смещен к ультрафиолетовому участку спектра и их звездные величины в лучах U меньше, чем в лучах B, а в лучах B меньше, чем в лучах V. Колор-индексы звезд спектральных классов F, G, K, M, более холодных, чем звезды класса A, положительны. Солнце (спекральный класс G2) имеет колор-индексы U-B = +0,10 и B-V = +0,63 [Герелс, 1974].
Если бы поверхности астероидов были абсолютно белыми, то их колор-индексы не отличались бы от солнечных. На самом деле это не так. Тщательное определение колор-индексов астероидов показывает, что значения B-V лежат в пределах приблизительно от +0,6 до +0,95 звездной величины, а значения U-V лежат в пределах от +0,7 до +1,5 звездной величины (для Солнца U-V = +0,73). Таким образом, поверхности астероидов отличаются по своему цвету. Сопоставление колор-индексов астероидов с альбедо их поверхностей показывает, что между теми и другими существует определенная корреляция, которая может быть использована для их классификации.
На рис. 3.25 и 3.26 хорошо заметно, что распределение колор-индексов, как и распределение альбедо, имеет бимодальный характер. Одна группа «красноватых» астероидов, концентрирующаяся вверху справа, имеет большие значения колор-индексов и сравнительно большие альбедо. Другая группа астероидов внизу слева имеет существенно меньшие значения колор-индексов и небольшие по величине альбедо. Эта корреляция позволяет путем достаточно легко выполняемого определения колор-индекса астероида получить некоторое представление о его альбедо и, следовательно, о его фотометрическом диаметре (если определены элементы орбиты и произведена оценка абсолютной звездной величины астероида). Кроме того, знание колор-индекса, как это будет видно в дальнейшем, позволяет сделать предварительное заключение о вероятном минералогическом и композиционном составе астероида.
Рис. 3.25. Зависимость альбедо от показателя цвета B-V [Veeder and Tedesco, 1992]
Рис. 3.26. Зависимость альбедо от показателя цвета U-V [Veeder and Tedesco, 1992]
Добавим, что колор-индексы АСЗ в среднем весьма близки к их значениям для астероидов Главного пояса. Так, среднее значение U-B для АСЗ равно 0,445 ± 0,013, а B-V = 0,856 ± 0,013, тогда как для астероидов Главного пояса соответствующие значения равны 0,453 ± 0,008 и 0,859 ± 0,006 [Binzel et al., 2002].
На практике фотометрическая шкала UBV может быть достаточно просто реализована с помощью системы фильтров, имеющих соответствующие полосы пропускания света.
Показателями цвета (колор-индексами) светил называют величины B-V и U-B, т. е. разности между звездными величинами светила в разных участках спектра. Показатели цвета могут служить характеристикой распределения энергии в спектре светила. Нуль-пункт фотометрической шкалы UBV подобран таким образом, чтобы для звезд спектрального класса A0 значения колор-индексов U-B и B-V были равны нулю. Для бело-голубых звезд спектральных классов O и B колор-индексы отрицательны, так как максимум излучения этих звезд смещен к ультрафиолетовому участку спектра и их звездные величины в лучах U меньше, чем в лучах B, а в лучах B меньше, чем в лучах V. Колор-индексы звезд спектральных классов F, G, K, M, более холодных, чем звезды класса A, положительны. Солнце (спекральный класс G2) имеет колор-индексы U-B = +0,10 и B-V = +0,63 [Герелс, 1974].
Если бы поверхности астероидов были абсолютно белыми, то их колор-индексы не отличались бы от солнечных. На самом деле это не так. Тщательное определение колор-индексов астероидов показывает, что значения B-V лежат в пределах приблизительно от +0,6 до +0,95 звездной величины, а значения U-V лежат в пределах от +0,7 до +1,5 звездной величины (для Солнца U-V = +0,73). Таким образом, поверхности астероидов отличаются по своему цвету. Сопоставление колор-индексов астероидов с альбедо их поверхностей показывает, что между теми и другими существует определенная корреляция, которая может быть использована для их классификации.
На рис. 3.25 и 3.26 хорошо заметно, что распределение колор-индексов, как и распределение альбедо, имеет бимодальный характер. Одна группа «красноватых» астероидов, концентрирующаяся вверху справа, имеет большие значения колор-индексов и сравнительно большие альбедо. Другая группа астероидов внизу слева имеет существенно меньшие значения колор-индексов и небольшие по величине альбедо. Эта корреляция позволяет путем достаточно легко выполняемого определения колор-индекса астероида получить некоторое представление о его альбедо и, следовательно, о его фотометрическом диаметре (если определены элементы орбиты и произведена оценка абсолютной звездной величины астероида). Кроме того, знание колор-индекса, как это будет видно в дальнейшем, позволяет сделать предварительное заключение о вероятном минералогическом и композиционном составе астероида.
Добавим, что колор-индексы АСЗ в среднем весьма близки к их значениям для астероидов Главного пояса. Так, среднее значение U-B для АСЗ равно 0,445 ± 0,013, а B-V = 0,856 ± 0,013, тогда как для астероидов Главного пояса соответствующие значения равны 0,453 ± 0,008 и 0,859 ± 0,006 [Binzel et al., 2002].
3.12. Физическая классификация астероидов
До 70-х годов XX в. мало что было известно о физических свойствах и минералогическом составе астероидов. Предположение о том, что метеориты являются осколками астероидов, не было в достаточной мере подкреплено наблюдательными данными. Положение стало меняться, когда в конце 60-х годов были разработаны и стали применяться на практике поляриметрический и радиометрический методы определения альбедо астероидов. Очень скоро выяснилось, что альбедо различных астероидов варьируется в широких пределах – от нескольких до многих десятков процентов, и потому может являться важным индикатором различий между объектами. Кроме того, когда были сопоставлены альбедо десятков астероидов, стало ясно, что распределение астероидов по величине альбедо имеет бимодальный характер: достаточно четко просматривалось наличие двух групп астероидов – темных, со значениями альбедо, группирующимися около 0,03–0,05, и светлых, с средним значением альбедо около 0,15, при явном недостатке или, как сначала казалось, полном отсутствии значений альбедо около 0,1 (рис. 3.17). Имеющиеся для многих астероидов значения колор-индексов также указывали на наличие двух групп астероидов.
Первая физическая классификация (таксономия) астероидов отражала эту бимодальность распределения. Как уже указывалось в разделе 3.8, астероиды с низкими альбедо были отнесены к классу углистых, или С-астероидов, поскольку наиболее вероятным веществом, обеспечивающим их низкое альбедо, является углерод, обильно представленный в метеоритах – углистых хондритах. Астероиды с высоким альбедо были отнесены к широкому классу каменных астероидов, получивших обозначение S (от «stony» – каменный). Объекты, которые не вписывались в эту классификацию, первоначально получили обозначение U (от «unclassified» – неклассифицируемые).
Большую роль в дальнейшей классификации астероидов сыграло изучение их спектральной отражательной способности, т. е. изменения альбедо в зависимости от длины волны света. Альбедо различных веществ, в том числе альбедо поверхностных слоев астероидов, зависит от длины волны света. Сравнивая лучистую энергию, падающую на поверхность в определенном диапазоне длин волн, с отраженной энергией в данном диапазоне (фактически, с блеском), можно определить альбедо как функцию длины волны. Практически измерение альбедо в различных участках спектра до середины 80-х годов XX в. проводилось с помощью системы более или менее узкополосных фильтров (в настоящее время с этой целью используется комбинация спектрографа и ПЗС-приемника излучения; см. ниже). Плавная кривая, соединяющая найденные значения альбедо в различных участках спектра, представляет собой кривую спектральной отражательной способности.
Теоретические соображения и эксперименты с различными образцами метеоритного вещества, чистыми минералами и их смесями показывают, что форма кривой и величина альбедо в различных участках спектра могут характеризовать состав и состояние поверхностных слоев астероидов. Для ряда распространенных в метеоритах минералов, таких как пироксен и оливин, характерные особенности кривых (полосы поглощения) лежат близко к красному концу видимого спектра или в ближней инфракрасной области. Поэтому важно было распространить исследование отражательной способности астероидов на красную и инфракрасную области, которые не охватывались стандартной UBV – фотометрией. В работе [Chapman and Gaffey, 1979] были изучены спектры почти трехсот астероидов, полученные с помощью большого числа (до 25) светофильтров, покрывающих диапазон длин волн от 0,3 до 1,1 мкм. В дальнейшем спектральные кривые были получены для почти шестисот астероидов с помощью восьми более широкополосных фильтров, покрывающих тот же диапазон длин волн [Zellner et al., 1985]. Эти работы послужили основой для разработки наиболее употребительной таксономии астероидов по Толену [Tholen, 1984].
Толен подразделил совокупность исследованных астероидов на 14 классов (некоторые из них появились ранее в работах других исследователей) в соответствии с характерными особенностями кривых спектральной отражательной способности и значением визуального альбедо. Возможная интерпретация спектров при этом не учитывалась. Принадлежность астероидов к одному классу не предполагает обязательного сходства их минералогического состава. Вместе с тем, как оказалось, классификация по Толену отражает некоторые важные минералогические особенности астероидов и их термическую историю.
На рис. 3.27 приведены усредненные отражательные спектры астероидов 14 классов, каждый из которых обозначен одной буквой. Спектральная кривая, обозначенная как ЕМР, является общей для трех классов Е, М и Р. Эти три класса различаются характерными для них значениями альбедо. В тех случаях, когда информация о величине альбедо отсутствует, все три класса объединяются в таксономии по Толену в один класс X. В некоторых случаях, когда тот или иной астероид бывает затруднительно отнести к определенному классу, допускается использование для его характеристики нескольких букв, чтобы указать наличие черт, характерных для соответствующих классов.
Еще с 70-х годов XX в. известно, что вид астероидных спектров в видимой области определяется тремя основными чертами: 1) наличием более или менее глубокой полосы поглощения в области, близкой к ультрафиолетовому концу спектра, обусловленной взаимодействием фотонов с ионами железа Fe2+ в кристаллической решетке вещества поверхностных слоев астероидов; 2) общим наклоном спектральной кривой в области 0,55 мкм и далее с увеличением длины волны света; наклон (подъем к красному концу спектра) или его отсутствие обусловлены наличием или отсутствием вещества, вызывающего покраснение спектра; в качестве такого вещества могут выступать металлы (Fе, Ni) или органические соединения; 3) присутствием или отсутствием полосы поглощения, обусловленной силикатами, в области от 0,7 мкм и более с минимумом обычно около 1 мкм. Все три характерные особенности спектров легко просматриваются на рис. 3.28 а. Более детальное описание таксономии по Толену содержится в табл. 3.7, заимствованной из работы [Lupishko and Di Martino, 1998]. В последней графе таблицы указываются возможные метеоритные аналоги для астероидов каждого класса. Заметим, что класс К, отсутствовавший в оригинальной работе Толена, был введен Беллом [Bell, 1988] специально для описания астероидов семейства Эос.
Рис. 3.27. Усредненные отражательные cпектры астероидов различных классов [Tholen and Barucci, 1989]
Рис. 3.28. Относительное обилие астероидов различных классов (а) и суперклассов (б) в зависимости от большой полуоси орбиты a [Bell et al., 1989]
Таблица 3.7. Классификация (таксономические классы) астероидов и метеоритные аналоги
В числе метеоритных аналогов различных классов астероидов в табл. 3.7 встречаются представители всех трех типов метеоритов: железных, состоящих в основном из железоникелевого сплава с небольшой примесью иного вещества, железокаменных, состоящих в среднем на 50 % из никелистого железа и на 50 % из силикатных минералов, и каменных, состоящих в основном из силикатных минералов с примесью никелистого железа. Минералы оливин (Mg,Fe)2SiO4 и ортопироксен (Mg,Fe)SiO3 – наиболее распространенные в метеоритах силикатные минералы, присутствующие в различных пропорциях в метеоритах почти всех типов.
Обыкновенные хондриты, углистые хондриты, базальтовые и энстатитовые ахондриты, обриты – это различные типы каменных метеоритов. Хондриты отличаются от ахондритов составом и структурой. Характерной особенностью структуры хондритов являются содержащиеся в них округлые зерна вещества – хондры, размером от долей миллиметра до долей сантиметра. По своему химическому составу хондриты гораздо ближе к химическому составу Солнца по сравнению с земной корой. Вероятно, хондриты не прошли через стадию химической дифференциации вещества, которая на Земле обеспечивалась процессами плавления, выветривания, отложения осадков и т. п.
Углистые хондриты отличаются малым удельным весом, рыхлостью, присутствием в них гидратированных минералов и органических соединений. Состав углистых хондритов близок к тому, который можно ожидать у продукта конденсации первичного околосолнечного вещества.
Ахондриты – это каменные метеориты, не содержащие в своей структуре хондр. По своему составу они сходны с земными изверженными породами, не содержащими никелистого железа.
Минералогический состав большинства выпадающих на Землю метеоритов свидетельствует о том, что они сформировались в недрах достаточно крупных тел, с характерными размерами от нескольких десятков до сотен километров. Вещество различных типов метеоритов может быть подразделено на три широких класса:
• примитивное вещество, наиболее близкое по составу к предполагаемому составу протопланетного вещества, не претерпевшее высокотемпературной диссоциации;
• вещество, подвергшееся нагреву до нескольких сотен градусов и претерпевшее при этом метаморфизм;
• вещество, подвергшееся полному или частичному плавлению, которое привело к разделению его на фракции.
Астероиды, принадлежащие к различным классам, также могут быть подразделены на три большие группы (суперклассы) [Bell et al., 1989], которые соответствуют указанному выше подразделению метеоритного вещества по степени его температурного метаморфизма. При этом астероиды, принадлежащие классам D, Р и С, состоят из наиболее примитивного вещества. Астероиды, входящие в классы Т, В, G и F, образуют группу тел, подвергшихся умеренному нагреванию. Наконец, астероиды, классифицируемые как V, R, S, А, М и Е, образуют группу с наиболее дифференцированным веществом, претерпевшим ту или иную степень расплавления. В частности, астероиды, относящиеся к классу V (один из крупнейших астероидов – Веста, и ряд небольших по размеру АСЗ), имеют состав поверхностных слоев, идентичный составу базальтовых ахондритов, являющихся продуктом высокотемпературного плавления.
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.
Первая физическая классификация (таксономия) астероидов отражала эту бимодальность распределения. Как уже указывалось в разделе 3.8, астероиды с низкими альбедо были отнесены к классу углистых, или С-астероидов, поскольку наиболее вероятным веществом, обеспечивающим их низкое альбедо, является углерод, обильно представленный в метеоритах – углистых хондритах. Астероиды с высоким альбедо были отнесены к широкому классу каменных астероидов, получивших обозначение S (от «stony» – каменный). Объекты, которые не вписывались в эту классификацию, первоначально получили обозначение U (от «unclassified» – неклассифицируемые).
Большую роль в дальнейшей классификации астероидов сыграло изучение их спектральной отражательной способности, т. е. изменения альбедо в зависимости от длины волны света. Альбедо различных веществ, в том числе альбедо поверхностных слоев астероидов, зависит от длины волны света. Сравнивая лучистую энергию, падающую на поверхность в определенном диапазоне длин волн, с отраженной энергией в данном диапазоне (фактически, с блеском), можно определить альбедо как функцию длины волны. Практически измерение альбедо в различных участках спектра до середины 80-х годов XX в. проводилось с помощью системы более или менее узкополосных фильтров (в настоящее время с этой целью используется комбинация спектрографа и ПЗС-приемника излучения; см. ниже). Плавная кривая, соединяющая найденные значения альбедо в различных участках спектра, представляет собой кривую спектральной отражательной способности.
Теоретические соображения и эксперименты с различными образцами метеоритного вещества, чистыми минералами и их смесями показывают, что форма кривой и величина альбедо в различных участках спектра могут характеризовать состав и состояние поверхностных слоев астероидов. Для ряда распространенных в метеоритах минералов, таких как пироксен и оливин, характерные особенности кривых (полосы поглощения) лежат близко к красному концу видимого спектра или в ближней инфракрасной области. Поэтому важно было распространить исследование отражательной способности астероидов на красную и инфракрасную области, которые не охватывались стандартной UBV – фотометрией. В работе [Chapman and Gaffey, 1979] были изучены спектры почти трехсот астероидов, полученные с помощью большого числа (до 25) светофильтров, покрывающих диапазон длин волн от 0,3 до 1,1 мкм. В дальнейшем спектральные кривые были получены для почти шестисот астероидов с помощью восьми более широкополосных фильтров, покрывающих тот же диапазон длин волн [Zellner et al., 1985]. Эти работы послужили основой для разработки наиболее употребительной таксономии астероидов по Толену [Tholen, 1984].
Толен подразделил совокупность исследованных астероидов на 14 классов (некоторые из них появились ранее в работах других исследователей) в соответствии с характерными особенностями кривых спектральной отражательной способности и значением визуального альбедо. Возможная интерпретация спектров при этом не учитывалась. Принадлежность астероидов к одному классу не предполагает обязательного сходства их минералогического состава. Вместе с тем, как оказалось, классификация по Толену отражает некоторые важные минералогические особенности астероидов и их термическую историю.
На рис. 3.27 приведены усредненные отражательные спектры астероидов 14 классов, каждый из которых обозначен одной буквой. Спектральная кривая, обозначенная как ЕМР, является общей для трех классов Е, М и Р. Эти три класса различаются характерными для них значениями альбедо. В тех случаях, когда информация о величине альбедо отсутствует, все три класса объединяются в таксономии по Толену в один класс X. В некоторых случаях, когда тот или иной астероид бывает затруднительно отнести к определенному классу, допускается использование для его характеристики нескольких букв, чтобы указать наличие черт, характерных для соответствующих классов.
Еще с 70-х годов XX в. известно, что вид астероидных спектров в видимой области определяется тремя основными чертами: 1) наличием более или менее глубокой полосы поглощения в области, близкой к ультрафиолетовому концу спектра, обусловленной взаимодействием фотонов с ионами железа Fe2+ в кристаллической решетке вещества поверхностных слоев астероидов; 2) общим наклоном спектральной кривой в области 0,55 мкм и далее с увеличением длины волны света; наклон (подъем к красному концу спектра) или его отсутствие обусловлены наличием или отсутствием вещества, вызывающего покраснение спектра; в качестве такого вещества могут выступать металлы (Fе, Ni) или органические соединения; 3) присутствием или отсутствием полосы поглощения, обусловленной силикатами, в области от 0,7 мкм и более с минимумом обычно около 1 мкм. Все три характерные особенности спектров легко просматриваются на рис. 3.28 а. Более детальное описание таксономии по Толену содержится в табл. 3.7, заимствованной из работы [Lupishko and Di Martino, 1998]. В последней графе таблицы указываются возможные метеоритные аналоги для астероидов каждого класса. Заметим, что класс К, отсутствовавший в оригинальной работе Толена, был введен Беллом [Bell, 1988] специально для описания астероидов семейства Эос.
Таблица 3.7. Классификация (таксономические классы) астероидов и метеоритные аналоги
Обыкновенные хондриты, углистые хондриты, базальтовые и энстатитовые ахондриты, обриты – это различные типы каменных метеоритов. Хондриты отличаются от ахондритов составом и структурой. Характерной особенностью структуры хондритов являются содержащиеся в них округлые зерна вещества – хондры, размером от долей миллиметра до долей сантиметра. По своему химическому составу хондриты гораздо ближе к химическому составу Солнца по сравнению с земной корой. Вероятно, хондриты не прошли через стадию химической дифференциации вещества, которая на Земле обеспечивалась процессами плавления, выветривания, отложения осадков и т. п.
Углистые хондриты отличаются малым удельным весом, рыхлостью, присутствием в них гидратированных минералов и органических соединений. Состав углистых хондритов близок к тому, который можно ожидать у продукта конденсации первичного околосолнечного вещества.
Ахондриты – это каменные метеориты, не содержащие в своей структуре хондр. По своему составу они сходны с земными изверженными породами, не содержащими никелистого железа.
Минералогический состав большинства выпадающих на Землю метеоритов свидетельствует о том, что они сформировались в недрах достаточно крупных тел, с характерными размерами от нескольких десятков до сотен километров. Вещество различных типов метеоритов может быть подразделено на три широких класса:
• примитивное вещество, наиболее близкое по составу к предполагаемому составу протопланетного вещества, не претерпевшее высокотемпературной диссоциации;
• вещество, подвергшееся нагреву до нескольких сотен градусов и претерпевшее при этом метаморфизм;
• вещество, подвергшееся полному или частичному плавлению, которое привело к разделению его на фракции.
Астероиды, принадлежащие к различным классам, также могут быть подразделены на три большие группы (суперклассы) [Bell et al., 1989], которые соответствуют указанному выше подразделению метеоритного вещества по степени его температурного метаморфизма. При этом астероиды, принадлежащие классам D, Р и С, состоят из наиболее примитивного вещества. Астероиды, входящие в классы Т, В, G и F, образуют группу тел, подвергшихся умеренному нагреванию. Наконец, астероиды, классифицируемые как V, R, S, А, М и Е, образуют группу с наиболее дифференцированным веществом, претерпевшим ту или иную степень расплавления. В частности, астероиды, относящиеся к классу V (один из крупнейших астероидов – Веста, и ряд небольших по размеру АСЗ), имеют состав поверхностных слоев, идентичный составу базальтовых ахондритов, являющихся продуктом высокотемпературного плавления.
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.