Солнечная система - Владимир Сурдин

Усиливающиеся гравитационные возмущения со стороны быстро растущего Юпитера препятствовали образованию в поясе астероидов крупного протопланетного тела. К моменту, когда процесс аккумуляции вещества там прекратился, успели сформироваться лишь несколько десятков планетезималей умеренного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях вследствие быстрого роста относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с). Однако в этот период некоторые родительские тела астероидов или, по крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты или даже испытали гравитационную дифференциацию.

Ранее рассматривались два возможных механизма разогрева протоастероидов: распад радиоактивных изотопов, либо действие индукционных токов, наведенных мощным (в ту эпоху) солнечным ветром. Однако сейчас второй из этих механизмов считается менее вероятным или имевшим ограниченное действие. При исследованиях метеоритного вещества было установлено, что пылевой (силикатный) компонент вещества в протопланетном облаке был обогащен рядом короткоживущих радиоактивных изотопов, главным образом 26Аl (с временем полураспада около миллиона лет). Такие изотопы могли образоваться при вспышке новой (или сверхновой) звезды, предшествующей формированию Солнечной системы. Был получен еще один важный результат: в дифференцированных метеоритах достаточно обилен изотоп 26Mg — продукт распада 26Аl. Кроме того, эффективность действия 26Аl как источника разогрева протоастероидов оказалась высокой благодаря совпадению времени его распада с периодом аккумуляции этих тел.

Что касается объектов в поясе Койпера, то эти ледяные тела могут содержать до 30% силикатного вещества, изначально также включавшего 26Аl. Поэтому в течение нескольких первых миллионов лет их существования имелась возможность разогрева их недр изотопом 26Аl. Расчеты показывают, что сочетание радиоизотопного разогрева вещества с тепловыми эффектами от ударных процессов могло привести на койперовских телах диаметром более 100 км. к образованию и длительному существованию (до 10 млн. лет) внутреннего водного океана. В результате там могла произойти дифференциация вещества, то есть образование силикатно-органических ядер и водной мантии. Так это или нет, покажут будущие исследования койперовских тел с помощью космических аппаратов.

Протоастероидами, сохранившимися по каким-то причинам до наших дней, возможно, являются Церера и Веста. Если такое тело нагревалось достаточно для плавления силикатного вещества, то в процессе гравитационной дифференциации в нем выделялись металлическое ядро и более легкая силикатная оболочка, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Расчеты показали, что температура плавления такого силикатного вещества лежит в диапазоне 500—1000°С.

После дифференциации и остывания протоастероиды испытали многочисленные столкновения не только между собой и своими обломками, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более дальней периферии Солнечной системы. В результате длительной ударной эволюции протоастероиды были раздроблены на огромное количество осколков, наблюдающихся сейчас как астероиды. При относительных скоростях в несколько километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твердом веществе металлов, тем оно прочнее), приводили к «сдиранию» и дроблению на мелкие фрагменты в первую очередь наименее прочных внешних силикатных оболочек.

Считается, что астероиды тех спектральных типов, которые соответствуют высокотемпературным силикатам, происходят из разных силикатных оболочек их родительских тел, прошедших плавление и дифференциацию. В частности, крупные астероиды М- и S-типов могут быть уцелевшими ядрами протоастероидов (например, S-астероид Эвномия и М-астероид Психея диаметрами около 270 км.) или их осколками, поскольку в их веществе, возможно, самое высокое содержание металлов. Астероиды А- и R-типов могут быть осколками промежуточных силикатных оболочек, а Е- и V-типов — внешних оболочек таких родительских тел. Таким образом, астероиды Е-, V-, R-, А-, М- и S-типов, подверглись наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке.

Что же касается астероидов других типов, то их считают либо частично измененными (метаморфическими) вследствие столкновений или локального нагрева, не приводившего к общему плавлению (Т, В, G и F), либо примитивными и мало измененными (D, Р, С и Q). Доля астероидов указанных типов растет к периферии главного пояса. Несомненно, что все они испытали столкновения и дробление, но этот процесс, вероятно, не был настолько интенсивным, чтобы заметно повлиять на их химико-минеральный состав и отразиться на наблюдаемых характеристиках (см. разд. «Метеориты»).

Как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидного размера, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулироваться (т.е. вновь объединиться из фрагментов) и поэтому представляют собой не монолитные тела, а «груды булыжников». Высказывались обоснованные утверждения, что именно такое строение имеет астероид Итокава, похожий на конгломерат обломков, засыпанных слоем реголита.

Имеются наблюдательные признаки (по специфическим изменениям блеска) наличия у ряда астероидов гравитационно связанных с ними маленьких спутников, которые, вероятно, возникли как отколовшиеся при столкновении фрагменты. Раньше эта идея вызывала жаркие дискуссии среди астрономов, но была убедительно подтверждена на примере астероида Ида: космический зонд «Галилео» получил изображение спутника этого астероида.

О том, чего мы пока не знаем

В мире астероидов еще много неясного и даже загадочного. Во-первых, это общие проблемы происхождения и эволюции твердого вещества в Главном и других астероидных поясах, связанные с проблемой происхождения всей Солнечной системы.

Вероятно, к решению этих проблем мы подойдем не раньше, чем изучим несколько планетных систем других, похожих на Солнце звезд. Пока в них обнаружены лишь планеты-гиганты, но возможности астрономических приборов уже приближаются к тому, чтобы обнаружить у этих звезд и меньшие планеты земного типа. Затем настанет очередь астероидов и комет.

Есть также вопросы, на которые можно ответить лишь путем подробного изучения отдельных малых тел. По существу, каждое из этих тел уникально и имеет свою собственную, иногда весьма драматическую историю. Например, члены динамических семейств астероидов (Фемиды, Флоры, Гильды, Эос и др.), очевидно имеющие общее происхождение, могут заметно различаться по оптическим характеристикам, что указывает на какие-то их особенности.

Ясно, что для детального исследования тысяч астероидов потребуется много времени и сил. Но только путем сбора подробной и точной информации о каждом из них можно понять природу этих тел и основные закономерности их эволюции.