╥хъёЄ ЁхЇхЁрЄр: ёЄЁрэшЎр 4
логичное действие оказывают на рой и планетные возмуще-ния. Однако с образованием семейств при дроблении астероидов делообстоит совсем не так просто, как может показаться. Когда в 1982 годусотрудники Технологического института в Пасадене (США) Д.Дэвис, К.Чеп-мен, Р.Гринберг и С.Вайденшиллинг специально исследовали вопрос об об-разовании семейства Эос, то оказалось, что родительский астероид, раз-меры которого превышали, по-видимому, 180 км, прежде чем испытать ка-тастрофическое столкновение с достаточно крупным объектом (в результа-те чего и должно было бы образоваться семейство), должен был столк-нуться по крайней мере с десятком более мелких тел. Под действием ихударов родительский астероид должен был "развалиться" на блоки с ха-рактерными размерами порядка 10 км, которые удерживались друг околодруга только силами тяготения. Между тем, сохранился объект поперечни-ком в 98 км (это сам Эос). Можно предположить, что это сохранившийся20-процентный остаток массы, состоящий из неразлетевшихся юлоков. Нотогда, как полагают исследователи, следующее по величине тело должнобыло бы иметь поперечник всего 5 км. Между тем второй по величине членсемейчтва имеет поперечник 80 км. Лишь с помощью серии весьмаискусственных предположений удается обойти эти трудности. Астероиды вблизи Земли Почти 3/4 века не подозревали, что не все астероиды движутьсямежду орбитами Марса и Юпитера. Но вот ранним утром 14 июня 1873 г.Джеймс Уотсон на обсерватории Энн Арбор (США) открыл астероид 132 Аэр-ту. За этим объектом удалось следить всего три недели, а потом его по-теряли. Однако результаты определения орбиты, хотя и неточной, убеди-тельно свидетельствовали, что перигелий Аэрты находится внутри орбитыМарса. На астероиды, которые бы приближались к орбите Земли, остава-лись неизвестны до конца XIX в. Теперь их число превышает 80 (см.табл. 1). Первый астероид вблизи Земли был открыт только 13 августа 1898г. В этот день Густав Витт на обсерватории Урания в Берлине обнаружилслабый объект, быстро перемещающийся среди звезд. Большая скоростьсвидетельствовала о его необычайной близости к Земле, а слабый блескблизкого предмета - об исключительно малых размерах. Это был 433 Эрос,первый астероид-малютка поперечником менее 25 км. В год его открытияон прошел на расстоянии 22 млн. км от Земли. Его орбита оказалась непохожа ни на одну до сих пор известную. Перигелием она почти касаласьорбиты Земли (q=1,46 a. e.) и была так мала по размерам (a=1,46 a.e.), что афелий не достигал кольца астероидов (q'=1,78 a. e.) (рис. 1) Через 13 лет, 3 октября 1911 г., Иоганн Пализа в Вене открыл719 Альберт, который мог подходить к Земле почти так же близко, какЭрос (q=1,19 a. e.). Почти на такой же орбите Макс Вольф в Гейдельбер-ге в 1918 г. открыл 887 Алинду, а Вальтер Бааде в Бергедорфе, в 1924г., на орбите чуть больших размеров - 1036 ганнимед. В 1929 г. к этимастероидам добавился 1627 Ивар и перигелием более близким к Земле, чему Эроса (q=1,12 a. e.), афелием, расположенным в середине кольца асте-роидов (q'=2,60 a. e.). 12 марта 1932 г. Эжен Дельпорт на обсерватории в Уккле (Бель-гия) открыл уж совсем крошечный астероид на орбите с перигелийнымрасстоянием q=1,08 a. e. Это был 1221 Амур поперечником менее 1 км,прошедшем в год открытия на расстоянии 16,5 млн. км от Земли (рис. 2). За пределами кольца Через несколько лет после Эроса, в 1904 г., был открыт астре-оид 588 Ахилл, движущийся по орбите больших размеров, далеко за преде-лами кольца астероидов, почти точно по орбите Юпитера. Затем было отк-рыто еще около 20 астероидов до 14m, движущихся примерно по орбитеЮпитера. Все они получили общее название троянцы, так как названы вчесть героев Троянской войны - греков и торянцев. Астероиды-греки опе-режают Юпитер примерно на 60o, а астероиды-троянцы следуют на таком жеугловом расстоянии позади него. Только Гектор и Патрокл находятся не всвоих группахю Все они довольно крупные объекты - диаметром порядка150 км - так долго оставались неоткрытыми из-за большой удаленности. Немногочисленные объекты были открыты и между кольцом астерои-дов и орбитой Юпитера. Некоторые из них могут близко подходить к орби-те Юпитера и даже выходить за ее пределы. Однако астероиды, орбиты ко-торых целиком лежали бы за пределами орбиты Юпитера, не были известныдо 1977 г., хотя на основании общих космогонических соображений неод-нократно высказывались идеи о возможности существования крупных телмежду орбитами Юпитера и Сатурна, являющихся, как и астероиды, сохра-нившимися остатками протопланетных тел. В октябре 1977 г. Чарльз Ковал в США открыл небывало далекийобъект : он двигался на расстоянии 16,7 а. е. от Солнца и получилпредварительное обозначение 1977 UB. Из-за большого расстояния объекточень медленно перемещался на фоне звезд, и потребовалось бы оченьдолго следить за ним, чтобы определить его орбиту с большой точностью.Однако через несколько месяцев, после предварительного определения ор-биты и расчетов прошлых эфемерид, изображение объекта удалось найти настарых снимках неба, сделанных в разных обсерваториях в 1976, 1969,1962, 1941 гг. и даже в 1895 г. Объект получил название Хирон и номер2060. В настоящее время Хирон движется по орбите с большой полуосьюa=13,70 a. e., затрачивая на одно обращение вокруг Солнца 50,7 года.Его орбита довольно эксцентрична (e=0,379), так что перигелий (рис. 3)находится слегка внутри орбиты Сатурна (q=8,51 a. e.), а афелий почтиу самой орбиты Урана (q'=18,90 a. e.). Орбита Хирона наклонена кплоскости эклиптики всего на 6o,9. Размеры самого тела составляют160-640 км.р Движение астероидов Все открытые до сих пор астероиды обладают прямым движением :они движуться вокруг Солнца в ту же сторону, что и большие планеты(i<90o). У подавляющего большинства астероидов орбиты не сильно отли-чаются друг от друга : они слабо эксцентричны и имеют малый или уме-ренный наклон. Поэтому-то почти все астероиды движуться, оставаясь впределах тороидального кольца. Сечение этого кольца плоскостью zr,перпендикулярной плоскости эклиптики и проходящей через Солнце, пока-зано на рис. 4. Границы кольца несколько условны : пространственнаяплотность астероидов (число астероидов в единице объема) падает по ме-ре удаления от центральной части, что на рисунке отражено менее густойштриховкой периферических областей сечения. Если по мере движенияастероида по орбите упомянутую плоскость zr вращать (вокруг оси, пер-пендикулярной плоскости эклиптики и проходящей через Солнце) вслед заастероидом (так, чтобы он все время оставался в этой плоскости), тоастероид за один оборот опишет в этой плоскости некоторую петлю. При-меры таких петель показаны на рисунке. Большая часть подобных петельлежит в пределах заштрихованной области, как у Цереры и Весты, движу-щихся по малоэксцентричным и мало наклоненным орбитам. У немногихастероидов из-за значительного эксцентриситета и наклона орбиты петля,как у Паллады (i=35o), выходит за пределы этой области или даже цели-ком лежит вне ее, как у атонцев. Поэтому астероиды встречаются и вдализа пределами кольца. Объем пространства, занятого кольцом-тором, где движется 98 %всех астероидов, огромен - около 1,6*1026 км3. Для сравнения укажем,что объем Земли составляет всего 1012 км3. Большие полуоси орбит астероидов, принадлежащих кольцу, заклю-чены в интервале от 2,2 од 3,2 а. е. Астероиды движуться по орбитам слинейной (гелиоцентрической) скоростью около 20 км/с, затрачивая наодин оборот вокруг Солнца от 3 до 9 лет. Их среднесуточное движениезаключено в пределах 400-1200'' (рис. 5). Эксцентричность этих орбит невелики - от 0 до 0,2 и редко пре-вышает 0,4. Но даже при очень малом эксцентриситете, всего в 0,1, ге-лиоцентрическое расстояние астероида во время движения по орбите меня-ется на несколько десятых долей астрономической единицы, а при e=0,4 -на 1,5 - 3 а. е., в зависимости от размеров орбиты. Наклон орбит к плоскости эклиптики составляют обычно от 5 до10o. Но при наклоне в 10o астероид может отклониться от плоскости эк-липтики примерно на 0,5 а. е., при наклоне 30o гходить от нее на 1,5а.е. По среднесуточному движению астероиды принято делить на пятьгрупп (рис. 5). Многочисленные по составу группы I, II и III включаютастероиды, движущиеся, соответственно, во внешней (наиболее удаленнойот Солнца), центральной и внутренней зонах кольца. В центральной зонепреобладают астероиды сферической подсистемы, тогда как во внутреннейзоне 3/4 астероидов являются членами плоской системы. По мере перехода от внутренней зоны к внешней становиться всебольше круговых орбит: в группе III эксцентриситет e<0,14 имеют всего36% астероидов, в группе II таких 44%, а в группе III -60%. Вероятно,это объясняется тем, что Юпитер, движущийся за внешней окраиной коль-ца, "вычистил" свои окрестности : тела на больших эксцентричных орби-тах могли, приближаясь к Юпитеру, испытывать сильные возмущения с егостороны и в результате выметались из кольца и даже из планетной систе-мы. Сохранились лишь тела на менее эксцентричных орбитах, недостижимыедля этого гиганта Солнечной системы. Все астероиды кольца находятся, если так можно выразиться, вбезопасной зоне. Но и они все время исаытывают возмущения со стороныпланет. Самое сильное воздействие на них оказывает, конечно, Юпитер.Поэтому их орбиты непрерывно меняются. Если быть совсем строгими, тонужно сказать, что путь астероида в пространстве представляет собой неэллипсы, а незамкнутые квазиэллиптические витки, укладывающиеся радомдруг с другом. Лишь изредка - при сближении с планетой - витки заметноотклоняются один от дргого. Планеты возмущают, конечно, движение нетолько астероидов, но и друг друга. Однако возмущения, испытываемыесамими планетами, малы и не меняют структуры Солнечной системы. Они немогут привести к столкновению планет друг с другом. С астероидами делообстоит иначе. Из-за больших эксцентриситетов и наклонов орбит астеро-идов под действием планетных возмущений меняются довольно сильно дажев том случае,если не происходит сближений с планетами. Астероиды отк-лоняются со своего пути то в одну, то в другую сторону. Чем дальше,тем больше становятся эти отклонения : ведь планеты непрерывно "тянут"астероид, каждая к себе, но сильнее всех Юпитер. Наблюдения астероидовохватывают еще слишком малые промежутки времени, чтобы можно было выя-вить существенные изменения орбит большинства астероидов, за исключе-нием отдельных редких случаев. Поэтому наши представления об эволюцииих орбит основаны на теоретических соображениях. Коротко они сводятя кследующему. Орбита кажого астероида колеблется около своего среднего поло-жения, затрачивая на каждое колебание несколько десятков или сотенлет. Синхронно меняются с небольшой амплитудой ее полуось, эксцент-риситет и наклон. Перигелий и афелий то приближаются к Солнцу, то уда-ляются от него. Эти колебания включаются как составная часть в колеба-ния большего периода - тысячи или десятки тысяч лет. Они имеютнесколько другой характер. Большая полуось не испытывает дополнитель-ных изменений. Зато амплитуды колебаний эксцентриситета и наклона мо-гут быть намного больше. При таких масштабах времени можно уже нерассматривать мгновенных положений планет на орбитах : как в ускорен-ном фильме астероид и планета оказываются как бы размазанными по своиморбитам. Становится целесообразным рассматривать их как гравитирующиекольца. Наклон астероидного кольца к плоскости эклиптики, где нахо-дятся планетные кольца - источник возмущающих сил, - приводит к тому,что астероидное кольцо ведет себя подобно волчку или гироскопу. Толькокартина оказывается более сложной, потому что орбита астероида не яв-ляется жесткой и ее форма меняется с течением времени. Орбита астероида вращается так, что нормаль к ее плоскости,восстановленная в том фокусе, где находится Солнце, описывает конус.При этом линия узлов вращается в плоскости эклиптики с более или менеепостоянной скоростью по часовой стрелке. В течение одного оборота нак-лонение, эксцентриситет, перигелийное и афелийное расстояния испытыва-ют два колебания. Когда линия узлов совпадает с линией аспид (а этослучается дважды за один оборот), наклон оказывается максимальным, аэксцентриситет минимальным. Форма орбиты становится ближе к круговой,малая полуось орбиты увеличивается, перигелий максимально отодвинут отСолнца, а афелий приближен к нему (поскольку q+q'=2a=const). Затем ли-ния узлов смещается, наклон уменьшается, перигелий движется к Солнцу,афелий - прочь от него, эксцентриситет растет, а малая полуось орбитысокращается. Экстремальные значения достигаются, когда линия узловоказывается перпендикулярной линии аспид. Теперь перигелий расположенближе всего к Солнцу, афелий дальше всего от него, и обе эти точкисильнее всего отклоняются от эклиптики. Исследования эволюции орбит на длительных промежутках временипоказывают, что описанные изменения включаются в изменения еще больше-го периода, происходящие с еще большими амплитудами колебаний элемен-тов, причем в движение включается и линия аспид. Итак, каждая орбита непрерывно пульсирует, да и к тому же ещеи вращается. При малых e и i их колебания происходят с малыми амплиту-дами. Почти круговые орбиты, лежащие к тому же вблизи плоскости эклип-тики, меняются едва заметно. У них все сводится к легкой деформации ислабому отклонению то одной, то другой части орбиты от плоскости эк-липтики. Но чем больше эксцентриситет и наклон орбиты, тем сильнеепроявляются возмущения на больших промежутках времени. Таким образом, планетные возмущения приводят к непрерывномуперемешиванию орбит астероидов, а стало быть, и к перемешиванию движу-щихся по ним объектов. Это дает возможным столкновения астероидов другс другом. За минувшие 4,5 млрд. лет, с тех пор как существуют астерои-ды, они испытали много столкновений друг с другом. Наклоны и эксцент-риситеты орбит приводят к непараллельности их взаимных движений, искорость, с которой астероиды проносятся один мимо другого (хаотичнаякомпонента скорости), в среднем составляет около 5 км/с. Столкновенияс такими скоростями ведут к разрушению тел. Форма и вращение астероидов Астероиды так малы, что сила тяжести на них ничтожна. Она не всостоянии придать им форму шара, какую придает планетам и их большимспутникам, сминая и утрамбовывая их вещество. Большую роль при этомиграет явление текучести. Высокие горы на Земле у подошвы "располза-ются", так как прочность пород оказывается недостаточной для того,чтобы выдержать нагрузки во многие тонны на 1 см3,и камень, не дро-бясь, не раскалываясь, течет, хотя и очень медленно. На астероидах поперечником до 300-400 км из-за малого веса тампород подобное явление текучести вовсе отсутствует, а на самых крупныхастероидах оно происходит чрезвычайно медленно, да и то лишь в их нед-рах. Поэтому "утрамбованы" силой тяжести могут быть лишь глубокие нед-ра немногих крупных астероидов.Если вещество астероидов не проходилостадии плавления, то оно должно было остаться "плохо упакованным",примерно, каким возникло на стадии аккумуляции в протопланетном обла-ке. Только столкновения тел друг с другом могли привести к тому, чтовещество постепенно уминалось, становясь менее рыхлым. Впрочем, новыестолкновения должны были дробить спрессованное вещество. Малая сила тяжести позволяет разбитым астероидам существоватьв виде агрегатов, состоящих из отдельных блоков, удерживающихся другоколо друга силами тяготения, но не сливающихся друг с другом. По тойже причине не сливаются с ними и опустившиеся на поверхность астерои-дов их спутники. Луна и Земля, соприкоснувшись друг с другом, слслисьбы, как сливаются (хотя и по другой причине) соприкоснувшиеся капли, ичерез некоторое время получилось бы одно, тоже шарообразное тело, поформе которого нельзя было бы догадаться, из чего оно получилось.Впрочем, все планеты Солнечной системы на закючительном этапе формиро-вания вбирали в себя довольно крупные тела, не сумевшие превратиться всамостоятельные планеты или спутники. Теперь их следов уже нет. Лишь самые крупные астероиды могут сохранять свою шарообразнуюформу, приобретенную в период формирования, если им удастся избежатьстолкновения с немногочисленными телами сравнимых размеров. Столкнове-ния с более мелкими телами не смогут существенно изменить ее. Мелкиеже астероиды должны иметь и действительно имеют неправильную форму,сложившуюся в результате многих столкновений и не подвергавшуюся вдальнейшем выравниванию под действием силы тяжести. Кратеры, возникшиена поверхности даже самых крупных астероидов при столкновении с мелки-ми телами, "не заплывают" с течением времени. Они сохраняются др техпор, пока не будут стерты при следющих ударах об астероид мелких тел,или сразу уничтожены ударом крупного тела. Поэтому горы на астероидахмогут быть гораздо выше, а впадины гораздо глубже, чем на Земле и дру-гих планетах : среднее отклонение от уровня сглаженной поверхности накрупных астроидах составляет 10 км и более, о чем свидетельствуют ра-диолокационные наблюдения астероидов. Неправильная форма астероидов подтверждается и тем, что ихблеск необычайно быстро падает с ростом фазового угла (рис. 6). У Луныи Меркурия аналогичное уменьшение блеска вполне объясняется толькоуменьшением видимой с Земли доли освещенной Солнцем поверхности : тенигор и впадин оказывают слабое влияние на общий блеск. Иначе обстоитдело с астероидами. Одним лишь изменением освещенной Солнцем доли по-верхности астероида столь быстрое изменение их блеска, которое наблю-дается, объяснить нельзя. Основная причина (особенно у астероидов ма-лых размеров) такого характера изменения блеска заключается в их неп-равильной форме и крайней степени изрытости, из-за чего на освещеннойСолнцем стороне одни участки поверхности экранируют другие от солнеч-ных лучей. Температура астероидов Астероиды - насквозь холодные, безжизненные тела. В далекомпршлом их недра могли быть теплыми и даже горячими за счет радиоактив-ных или каких-то иных источников тепла. С тех пор они уже давно осты-ли. Впрочем, внутренний жар никогда не согревал поверхности : потоктепла из недр был неощутимо мал. Поверхностные слои оставались холод-ными, и лишь столкновения время от времени вызывали кратковременныйлокальный разогрев. Единственным постоянным источником тепла для астероидов оста-ется Солнце, далекое и поэтому греющее очень плохо. Нагретый астероидизлучает в космическое пространство тепловую энергию, причем тем ин-тенсивнее, чем сильнее от нагрет. Потери покрываются поглощаемойчастью солнечной энергии, падающей на астероид, которая убывает обрат-но пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния. Опираясь наэти рассуждения и используя закон Стефана-Больцмана, получили, что уС-астероидов на расстоянии 2,76 а. е. от Солнца (среднее расстояниеЦереры) максимальная температура в подсолнечной точке достигает 170 К,а на расстоянии 5,2 а. е. (среднее расстояние троянцев) - 125 К. Свет-лые S-астероиды согреваются хуже, потому что из-за большого альбедоони поглощают примарно на 10% меньше солнечной энергии. Такие светлыеастероиды, как Веста, поглощают примерно на 20% меньше солнечной энер-гии (рис. 7). Если усреднить температуру по всей освещенной поверхности, по-лучим, что у астероидов сферической формы средняя температура освещен-ной поверхности в 1,2 раза ниже, чем температура в подсолнечной точке. Из-за вращения астероидов температура их поверхности быстроменяется. Нагретые Солнцем участки поверхности быстро остывают из-занизкой теплоемкости и малой теплопроводности слагающего их вещества. Вразультате по поверхности астероида бежит тепловая волна. Она быстрозатухает с глубиной, не проникая в глубину даже на несколько десятковсантиметров. Глубже температура вещества оказывается практическипостоянной, такой же, как в недрах астероида - на несколько десятковградусов ниже средней температуры освещенной Солнцем поверхности. Утел, движущихся в кольце астероидов, ее грубо можно принять равной100-150 К. Как ни мала тепловая инерция поверхностных слоев астероида,все же, если быть совсем строгими, то следует сказать, что температуране успевает принимать равновесного значения с изменением условий осве-щения. Утренняя сторона, не успевая согреваться, всешда чуть-чуть хо-лоднее, чем следовало бы, а вечерняя сторона оказывается чуть-чутьтеплее, не успевая остывать. Относительно подсолнечной точки возникаетлегкая асимметрия в распределении температур. Максимум теплового излучения астероидов лежит в области длинволн порядка 20 мкм. Поэтому их инфракрасные спектры должны выглядетькак непрерывное излучение с интенсивностью, монотонно убывающей в обестороны от максимума. Это подтверждается наблюдениями 10 Гигии, 39 Ле-тиции и 40 Гармонии, проведенными О. Хансеном в диапазоне 8-20 мкм.Однако, когда Хансен попытался на основании этих наблюдений определитьтемпературу астероидов, она оказалась выше расчетной (около 240 К), ипричина этого до сих пор не ясна. Низкая температура тел, движущихся в кольце астероидов, озна-чает, что диффузия в астероидном веществе "заморожена". Атомы неспособны покидать свои места. Их взаимное расположение сохраняется не-изменным на протяжении миллиардов лет. Только благодаря этому мы можемизучать особенности расположения, возникшие в пылинках еще до вхожде-ния в астероид, исследовать тонкие каналы - треки, пробитые частицамикосмических лучей в астероидом веществе, находившемся когда-то на по-вехности этих тел, а потом замурованном в метеоритах, обнаруживать наповерхности отдельных частиц, извлеченных из метеоритов, крошечныекратерочки микронных размеров, созданных столкнувшимися с ними пылин-ками. Изоляция способна вызвать к жизни диффузию только у тех астерои-дов, которые движутся по орбитам с малыми перигелийными расстояниями(благодаря чему сильно приближаются к Солнцу), но лишь в поверхностныхслоях и на короткое время. Следы такой диффузии несомненно несет в се-бе приповерхностное вещество астероида Икар. Ведь в перигелии поверх-ность Икара нагревается примерно до 1000 К. Вещество тех метеоритов, которые приближались к Солнцу, напри-мер, метеоритов Вашугал, Старое Песьяное и других (о чем можно судить,исследуя орбиты метеоритов), тоже должно носить следы такой диффузии -следы кратковременного, но неоднократно повторяющегося нагрева. Этиследы пока не идентифицированы, но, может быть, размороженная на времядиффузии явилась причиной аномально коротких (как бы отожженных) тре-ков от космических лучей, обнаруженных в метеорите Марьялахти со-ветскими исследователями В. П. Перелыгиным и другими. Состав астероидного вещества Метеориты крайне разнообразны, как разнообразны и их роди-тельские тела - астероиды. В то же время поражает убогость их минера-логического состава. Метеориты состоят, в основном, из железо-магнези-альных силикатов - оливинов и пироксенов разного состава, от почтичистого фаялита и ферросилита, не содержащих магния, до почти чистогофорстерита и энстанита, не содержащих железа. Они присутствуют в видемелких кристалликов или в виде стекла, обычно частично перекристалли-зованного. Другой основной компонент - никелистое железо, котороепредставляет собой твердый раствор никеля в железе, и, как в любомрастворе, содержание никеля в железе бывает различно - от 6-7% до30-50%. Изредка встречается и безникелистое железо. Иногда в значи-тельных колличествах присутствуют сульфиды железа. Прочие же минералынаходятся в малых количествах. Удалось выявить всего около 150 минера-лов, и, хотя даже теперь открывают все новые и новые, ясно, что числоминералов метеоритов очень мало по стравнению с обилием их в горныхпородах Земли, где их выявлено более 1000. Это свидетельствует о при-митивном, неразвитом характере метеоритного вещества. Многие минералыприсутствуют не во всех метеоритах, а лишь в некоторых из них. Наиболее распространены среди метеоритов хондриты. Это камен-ные метеориты от светлосерой до очень темной окраски с удивительнойструктурой : они содержат округлые зерна - хондры, иногда хорошо види-мые на поверхности разлома и легко выкрашивающиеся из метеорита. Раз-меры хондр различны - от микроскопических до сантиметровых. Они зани-мают значительный объем метеорита, иногда до половины его, и слабосцементированы междхондровым веществомматрицей. Состав матрицы бываетидентичен с составом хондр, а иногда и отличается от него. В межхонд-ровом веществе нередко находят разбитые хондры и их обломки. Такаяструктура присуща только метеоритам (причем многим из них !) и невстречается больше нигде. Сложенные, в основном, железо-магнезиальнымисиликатами, хондриты содержат и мелкодисперсное никелистое железо,сульфиды и другие минералы.По поводу происхождения хондр существуетмного гипотез, но все они спорные. Короче говоря, происхождение хондрдо сих пор не известно. Различают HH, H, L и LL-хондритыс очень высо-ким, низким и очень низким содержанием свободного металлического желе-за. Соответственно, при переходе от одного класса к другому убывает иобщее содержание железа (свободного и входящего в силикаты). Кроме то-го, выделяют группу E-хондритов, в которых почти все железл находитсяв свободном состоянии, так что силикатам достается почти один магний,а также группу углистых С-хондритов, в которых очень мало железа, нопочти все оно находится в силикатах. Формирование астероидов В период формирования Солнца условия в протопланетом диске небыли, конечно, одинаковыми на разных расстояниях от Солнца и менялисьс течением времени. Вещество оставалось холодным только вдали от Солн-ца. Вблизи него было сильно прогрето и пыль подвергалась полному иличастичному испарению. Лишь позднее, когда газ остыл, она сконденсиро-валась снова, но большая часть летучих веществ, содержащихся в межз-вездных пылинках, оказалась потеряна и в новую пыль уже не вошла. Эво-люция протопланетного диска привела к формированию в нем планетезима-лей, из которых потом выросли планеты. Состав планетезималей, формиро-вавшихся на разных гелиоцентрических расстояниях, из-за разного соста-ва пыли, пошедшей на их постройку, был различным. Так уж случилось, что астероиды - это планетезимали, сформиро-вавшиеся на границе горячей и холодной зоны протопланетного диска,сохранившиеся до наших дней. Хотя кольцо астероидов имеет небольшуюпротяженность (всего около 1 а. е.), различие условий в нем было,по-видимому, достаточным, чтобы сформировать непохожие друг на другаS- и С-астероиды. Вполне логично думать, что S-астероиды сформирова-лись в более теплой зоне, на меньших гелиоцентрических расстояниях,чем С-астероиды, а теперь медленно перемешиваются. Однако, посколькувообще сохранились лишь те тела, которые сформировались на наиболееусчтойчивых орбитах, полного перемешивания их за истекшие 4,5 млрд.лет не произошло. Поэтому-то до сих пор С-астероиды тяготеют к внешнейчаси кольца, а S-астероиды - к внктренней. Но, сталкиваясь друг с дру-гом, они загрязняют поверхность друг друга своим веществом, и, вероят-но, поэтому цвет S- и C-астероидов медленно меняется с гелиоцентри-ческим расстоянием. Астероиды формировались в протопланетном облаке как рыхлые аг-регаты. Малая сила тяжести не могла спрессовать сгустившиеся из пылипланетезимали. За счет радиоактивного тепла они разогревались. Этотразогрев, как показали расчеты Дж. Вуда, шел весьма эффективно : ведьрыхлые тела хорошо удерживают тепло. Разогрев начался еще на стадиироста астероидов. Их вещество в центральных частях грелось, спекалось,и, может быть, даже плавилось, а на поверхности астероидов все ещепродолжала высыпаться пыль, пополняя рыхлый, теплоизолирующий слой.Основным источником разогрева сейчас принято считать алюминий-26, тотсамый алюминий-26, который за миллион лет до формирования астероидовбыл впрыснут вместе с веществом сверхновой звезды в протосолнечную ту-манность. Столкновения астероидов между собой на первых порах тоже велик уплотнению их вещества. Астероиды становились компактными телами. Нов дальнейшем возмущения от выросших ланет привели к росту скоростей, скоторыми происходили столкновения. В результате уже более или менеекомпактные тела были разбиты. Столкновения повторялись неоднократно,дробя, встряхивая, перемешивая, сваривая обломки, и снова дробя. Вотпочему современные астероиды представляют собой, скорее всего, плохоупакованные глыбы. К земной орбите мелкие астероидные обломки, поступают, конеч-но, из кольца астероидов. Это происходит благодаря еще не вполне ясно-му в деталях механизму последовательной резонансной раскачки орбит поддействием планетных возмущений. Но раскачка происходит лишь в некото-рых зонах кольца. Астероиды из разных мест кольца поступают неодинако-во эффективно, и обломки в окрестностях земной орбиты могут вовсе небыть представителями тех объектов, которые движутся за орбитой Марса.А в земной атмосфере выживают только самые медленные и самые прочныеиз них, что приводит к дальнейшему отбору. Поэтому в наших коллекциях,несомненно, отсутствуют многие разновидности астероидного вещества, и,возможно, что представление об астероидном веществе, как о веществеплотном и компактном, не что иное, как устаревшее, навеянное метеори-тами заблуждение. Заключение Как бы ни были велики успехи изучения астероидов сегодня, буд-щее принадлежит, вероятно, исследованиям с помощью космических аппара-тов. Они могут снять многочисленные трудности, стоящие перед исследо-вателями, но, можно не сомневаться, поставят перед ними и новые проб-лемы. * * * Используемая литература- А. Н. Симоненко "Астероиды или тернистые пути исследований" Москва "Наука", 1985 г.- Ю. А. Рябов "Движение небесных тел" Москва "Наука", 1988 г.- М. М. Дагаев, В.М. Чаругин "Астрофизика" Москва "Просвещение", 1988 г.
