Астероиды

О том, что в Солнечной системе между орбитами Марса и Юпитера движутся многочисленные мелкие тела, самые крупные из которых по сравнению с планетами всего лишь каменные глыбы, узнали менее 200 лет назад. Их открытие явилось закономерным шагом на пути познания окружающего нас мира. Путь этот не был легким и прямолинейным, и лишь из сегодняшнего дня история открытия астероидов и их исследований, подернутая дымкой забвения, представляется довольно простой. Ушли рошлое ошибки, сомнения, неудачи, отчаяние. Мы бережно храним кирпиики знания, добытого предками и позволяющего нам продвигаться впередо склонны забывать, каких усилий требовало приобретение того знанияоторое досталось нам, и часто снисходительно смотрим на прошлое. ежду тем человечеству постоянно требуется максимальное напряжение си способностей для разрешения клубка трудностей и противоречий.

Кто в эпоху открытия первых астероидов мог предположить, что малые тела Солнечной системы, тела, о которых еще недавно нередко говорили с оттенком пренебрежения, станут объектом внимания специалистов самых различных областей естествознания космогонии, астрофизики, небесной механики, физики, химии, геологии, минералогии, газодинамики и аэромеханики? Тогда до этого было еще очень далеко. Ещредстояло осознать, что стоит лишь наклониться, чтобы поднять с землусочек астероида - метеорит. Наука о метеоритах - метеоритика - зароилась в начала XIX в., когда были открыты и их родительские тела стероиды. Но в дальнейшем она развивалась совершенно независимо. Мееориты изучались геологами, металлургами и минералогами, астероиды строномами, преимущественно небесными механиками. Трудно привестругой пример столь абсурдной ситуации : две разные науки исследуюдни и те же объекты, а между ними практически не возникает никакиочек соприкосновения, не происходит обмена достижениями. Это отнюде способствует осмыслению получаемых результатов. Но сделать ничегельзя, и так все и остается, пока новые методы исследований - экспеиментальные и теоретические - не поднимут уровень исследованиастолько, что создадут реальную основу для слияния обеих наук в одну.

Это произошло в начале 70-х годов XX в., и мы стали свидетеляи нового качественного скачка в познании астероидов. Об этом скачке ути к нему я постарался наиболее понятным языком написать в этой раоте. Скачок этот произошел не без помощи космонавтики, хотя космиеские аппараты еще не опускались на астероиды и еще не получено дажосмического снимка хотя бы одного из них. Это - дело будущего, по-виимому, уже недалекого. А пока перед нами встают новые вопросы и ждувоего решения.

Немного истории

Давайте перенесемся во времена Кеплера. В поисках закономерност распределении размеров орбит, уверенный в ее существовании, Кеплее добился успеха. Трагическая смерть настигла его в 1630 г. в возасте 59 лет. Но Кеплер успел прийти к выводу, что совершенству Солечной системы мешает непомерно большой пустой промежуток между орбиами Марса и Юпитера и решил, что там должна находиться планета...

Cо времен Кеплера астрономы и философы не раз возвращались ой же теме - к поискам закономерностей в размерах планетных орбит едостающих планет. Ни у сторонников Кеплера, ни у его противников (исле которых был Кант) не было веских аргументов. Споры затягивались.

Наконец в 1766 г. скромный, мало известный профессор физики Иоанн Даниель Тициус фон Виттенберг впервые сформулировал найденный закон планетных расстояний и привел его в переведенной им на немецкизык книге "Созерцание природы" знаменитого в то время французскогстествоиспытателя и философа Шарля Бонне. Но Тициус просто вставиго в подходящее место в текст Бонне, даже не указав рядом своей фамиии! Лишь во втором немецком издании книги Бонне, спустя шесть лет, оал свой закон как примечание переводчика,

"Обратите внимание на расстояния между соседними планетами,

-писал он,- и вы увидите, что почти все они возрастают пропорциональнадиусам самих орбит. Примите расстояние от Солнца до Сатурна за 100

единиц, тогда Меркурий окажется удаленным от Солнца на 4 таких единиы; Венера - на 4+3=7 таких же единиц; Земля - на 4+6=10; Марс - на

4+12=16. Но смотрите, между Марсом и Юпитером происходит отклонение отой, такой точной прогрессии. После Марса должно идти расстояние

4+24=28 единиц, на котором сейчас мы не видим ни планеты, ни спутниа... Давайте твердо верить,- продолжал Тициус,- что это расстояниеез сомнения, принадлежит пока еще не открытым спутникам Марса...

После этого неизвестного нам расстояния получается орбита Юпитера насстоянии 4+48=52 единицы, а дальше расстояние самого Сатурна

4+69=100 таких единиц. Какое удивительное соотношение !"

К тому, что случилось в его законом дальше, Тициус уже не иметношения. Долгое время за пределами Германии о законе ничего не былзвестно. А в самой Германии произошло следующее.

В том же 1772 г., когда вышло второе издание книги Бонне в пееводе Тициуса, 25-летний немецкий астроном Иоганн Боде, ставшипоследствии широко известным ученым, прочитав "Созерцание природы"ыл потрясен тем, насколько точно истинные размеры планетных орбиписываются законом Тициуса. Боде сразу же поместил формулировку закоа в своей книге "Руководство по изучению звездного неба", но забыослаться на Тициуса ! Правда, в отличие от Тициуса, Боде предсказываа расстоянии 2,8 а .е. от Солнца существование не спутников Марса, а

"большой планеты", которая должна совершать полный оборот вокруг Солна за 4,5 года.

Большая четверка

В Палермо, на о. Сицилия итальянский астроном директор обсератории Джузеппе Пиацци уже много лет вел наблюдения положений звезля составления звездного каталога. Работа близилась к концу. В первыечер XIX в., 1 января 1801 г., Пиацци обнаружил в созвездии Близнецолабую звездочку, с блеском около 7m, которой почему-то не оказалоси в его собственном каталоге, ни в каталоге Христиана Майера, имевшеося в распоряжении Пиацци. На следующий вечер оказалось, что звездоча имеет не те координаты, что накануне : она сместилась на 4 по пряому восхождению и на 3,5 по склонению. На третью ночь выяснилосьто ошибки нет и что звездочка медленно перемещается по небу. Шестедель следил Пиацци за странной звездой,. Ни диска, которым должныла обладать планета, ни туманного вида, характерного для комет !

Почти две недели движение объекта было попятным (он смещался средвезд к западу), 12 января словно застыл на месте, а затем сменил двиение на прямое (к востоку). Такое поведение характерно для планет. Зесть недель объект сместился в общей сложности на 4o, но вид егстался неизменным. Объект казался Пиацци все более интересным. Наблюдения прервала болезнь. Поправившись, Пиацци уже не смог найтго. Непрерывно перемещаясь, объект затерялся среди слабых звезд...

В это время 23-летний, еще никому не известный, Карл Фридриаусс увлекся созданием методов обработки астрономических наблюдений.

Он решил попытаться определить эллиптическую орбиту новой планеты пмеющимся данным. Для этого ему пришлось разработать новый метод, коорый прославил Гаусса и известен теперь в небесной механике как метопределения эллиптической орбиты по трем наблюдениям. Объединив реультаты всех наблюдений с помощью созданного им же несколько раньшетода наименьших квадратов, Гаусс определил, что орбита объекта лежиежду орбитами Марса и Юпитера и что большая полуось ее (2,8 а. е.)

точно совпадает со значением, предсказанным законом Тициуса-Боде. Сомений не осталось : это была искомая планета. Теперь по известной орите Гаусс вычислил дальнейший путь объекта на небу (эмефриду).

Новой планете нужно было дать название. Пиацци предложил назание Церера Фердинанда, посвящая планету своему королю. Но не обошось без споров. Наполеон считал, что планету нужно назвать Юноной.

Лаланд, бывший, к стати, учителем Пиацци, предложил назвать ее именевоего достойного ученика. Сохранилось название Церера.

Новая планета заняла, как будто, равноправное положение средстальных, к радости астрономов, заполнив брешь между Марсом и Юпитеом. И все же было ясно, что Церера обманула надежды астрономов. Техто надеялся найти между Юпитером и Марсом большую планету, постиглазочарование. Церера, как и остальные планеты, была холодной и светиа отраженным солнечным светом. Но как же слаб был этот свет ! Венер Юпитер светили в сотни раз ярче. Она была слабее более далекого Ураа, а ее диск не удавалось рассмотреть в лучшие телескопы того временефлекторы Вильяма Гершеля. Это означало одно : Церера очень невелико размерам. Между Марсом и Юпитером двигалась планета-крошка.

В Берлине Генрих Вильгельм Ольберс, немецкий врач и астрономлен Парижской Академии наук, член Лондонского королевского общества уководитель Берлинской обсерваторией, внимательно следил за движениеереры. 28 марта 1802 г. он неожиданно неподалеку от нее обнаружил ещдну, но более слабую планетку (около 9m). Ольберс дал ей названиаллада, в честь Афины Паллады. Мало того, что Паллада двигалась тожа расстоянии 2,8 а. е. от Солнца, уже занятом Церерой, ее орбита ому же сильно отклонялась от плоскости эклиптики (на 35o). Почему жыло две планеты-крошки, вместо одной большой, на расстоянии, предскаанном законом Тициуса-Боде ?

"Где тот прекрасный закономерный порядок, которому подчинялисланеты в своих расстояниях ? -сокрушался Ольберт в письме к Боде.не кажется, еще рано философствовать по этому поводу; мы должны снаала наблюдать и определять орбиты, чтобы иметь верные основания длаших предположений. Тогда, быть может, мы решим или по крайней мерриблизительно выясним, всегда ли Церера и Паллада пробегали свои ориты в мирном соседстве, относительно одна от другой, или обе они явяются только обломками, только кусками прежней большой планеты, котоую взорвала какая-нибудь катастрофа. "

Место поисков новых астероидов было локализованно. Тертья плаета между Марсом и Юпитером (около 8m) была открыта в созвездии Кита.

ЕЕ обнаружил К. Гардинг в Лилиентале 1 сентября 1804 г. Ее посвятилиаконец, Юноне, снова римской богине. Далее 29 марта 1807 гю Ольберткрыл четвертую планету (около 6m), названную Вестой в честь римскоогини домашнего очага и огня. Веста - единственный астероид, которыногда можно видеть невооруженным глазом.

Несмотря на малые размеры, Церера, Паллада, Юнона и Веста стаи включаться в общий список планет, хотя потребность как-то выделитх ощущалась с самого начала. Пиацци предложил именовать новые членолнечной системы планетоидами (т.е. планетоподобными), а Гершель стероидами (звездоподобными) а отсутствие у них видимого диска. Иазывали и телескопическими планетами, так как они не были видны неворуженным глазом. В настоящее время используют термин "астероид", наряду с ним существует и другой - "малая планета".

Вереница открытий. Кольцо астероидов

После открытия большой четверки астероидов в течение последуюих 40 лет поиски новых астероидов оставались безуспешными. Ольберак и не узнал, что между Марсом и Юпитером движется огромное множесто астероидов, заполняющих толстый тор, именуемый кольцом астероидов.

Он умер за пять лет до того, как началась вереница их открытий. Не доили до этого ни Пиацци, ни Гардинг.

В конце 1845 года Карл Людвиг Генке открыл пятый астероид

(9m,5), получивший название Астрея. Еще через полтора года - 1 июня

1847 г. - неутомимый Генке открывает шестой астероид, названный Гебой.

В том же году американец Дж. Э. Хемд открывает Ирис и Флору, а чутозже их же обнаруживает англичанин Д. Хтнд. Затем открытия следуюепрерывной чередой.

Четырнадцать астероидов за 9 лет (с 1852 по 1861 г.) открыемецкий художник Герман Майер Соломон Гольдшмидт.

В 1860 г. было известно уже 62 астероида, к 1870 - 109, к

1880- 211. А затем новых астероидов стало появляться все меньше.

Иссякли "запасы" крупных и довольно ярких объектов. Теперь открывалстероиды 13-14m, и лишь изредка попадался пропущенный ранее объект.

Таким, к примеру, оказалась Папагена (около 8m), открытая лишь в 1901

г.

В сентябре-окрябре 1960 г. на обсерватории Маунт Паломар в СШыло проведено систематическое фотографирование небольшой области неа, размером 8 Х 12o, расположенной вблизи точки весеннего равноенствия. За два месяца было сфотографировано около 2200 астероидоплоть до 20m, причем для 1811 из них удалось определить орбиты, хот не очень точные. Полагают, что общее число астероидов, движущихся ольце, от крупнейших (1 Церера, диаметром около 1000 км) вплоть дел поперечником 1 км достигает 1 млн.

Число астероидов быстро растет по мере уменьшения их размеров.

В интервале от 1 до 100 км суммарное число тел, диаметр которых превыает D, оказывается обратно пропорционально квадрату диаметра : N~D-2.

Именно такое распределения по размерам ожидается у осколков раздробенных тел, и, по-видимому, дробление астероидов во взаимных столкноениях уже давно и полностью завуалировало то распределение, котороыло у молодых, едва успевших сфорироваться в протопланетном облакервичных, небльших по размерам тел, называемых планетезималями.

Семейства астероидов

В 1876 г., когда было известно всего около 150 астероидов, Д.

Ктрквуд пытался разобраться в "хаосе" астероидных орбит и нашел около

10 групп астероидов, каждая из которых состояла всего из 2-3 членоввигавшихся по сходным орбитам. Среди них оказались, например, 3 Юнон 97 Клота.

Казалось, что такие группы можно рассматривать, как связанныбщностью происхождения и что члены групп - обломки более крупных тел.

Попытки Кирквуда продолжил Ф. Тиссеран, составивший в 1891 г. свописок из 417 астероидов. Число групп росло по мере роста числа открыых астероидов.

По существу, это был вариант гипотезы Ольберса, только родстваспространялось не на все астероиды, а на некоторые группы. Но делказалось совсем не таким простым, а родство в группах сомнительным.

Это стало ясно, когда японский астроном К. Хираяма в 1918-1919 гг. обатил внимание на то, что сходство орбит астероидов вовсе не означаетто эти астероиды в прошлом были частями одного, более крупного тела.

При большом числе астероидов не исключено объединение астероидов руппы из-за случайного сходства их орбит. Но главная ошибка заключаась в том, что в поисках "родственников" сравнивались современные ориты астероидов. Между тем возмущения со стороны планет, накапливаяс течением времени, могли постепенно до неузнаваемости и по-разномзменить орбиты тех астероидов, которые действительно являлись обломами одного и того же тела и действительно двигались в прошлом пходным орбитам. С другой стороны, сходство современных орбит еще нзначает, что и в далеком прошлом астероиды двигались по сходным орбиам. Поэтому, используя методику Кирквуда, если и можно обнаружить рельные группы "родственников", то лишь образровавшиеся совсем недавнокажем, 1000 лет назад.

Хираяма поставил вопрос : можно ли выявить группы астероидоввязанных давним родством, т.е. семейства астероидов (как он их назал), и как это сделать ?

Теория движения спутников планет с учетом возмущений, разрабоанная еще раньше Лангражем, указывала, что эксцентриситеты и наклонрбит спутников остаются почти неизменными на больших промежутках вреени, в то время как долготы перицентра и узла орбиты непрерывно менятся. Это привело Хираяму к идее "инвариантных" )неизменных) жлементостероидных орбит, которые тоже не менялись бы (или менялись медленно)

под действием планетных возмущений. Такие элементы можно было испольовать для поисков семейства астероидов. Хираяма нашел такие инварианные элементы и назвал их собственными элементами орбиты, т. е.

унаследованными астероидами от их "родителей". Конечно, при дробленистероидов их обломки, получив разные, о малые добавки к орбитальнокорости, движутся по разным орбитам со слегка различными собственнымлементами. Однако эти различия не настолько велики, чтобы помешатзнать члены семейства.

Вообще говоря, собственные элементы представляют собой кеплеовы элементы орбит астероидов, исправленные за вековые возмущения. ипичных орбит собственные наклоны и эксцентриситеты почти не подверены вековым изменениям, и можно считать, что они оставались неизмеными на протяжении миллиарда лет. Что касается долготы перигелия олготы узла, то они меняются значительно быстрее. Сосбтвенная долготеригелия очень медленно (со скоростью от десятков секунды до десяткоинут дуги в год), но непрерывно растет, а собственная долгота узлбывает с той же скоростью. для тел в кольце астероидов периоды обраения перигелия и восходящего узла орбит вокруг Солнца порядкескольких тысяч лет. Они возрастают с уменьшением размеров орбит.

Таким образом, астероиды долго "помнят" лишь наклон орбиты е эксцентриситет, но быстро "забывают" свой узел и перигелий.

Хираяма решил воспользоваться собственным наклоном и эксцентиситетом орбит для поисков семейств. Сначала, чтобы упростить расчеы, он учитывал только возмущения от Юпитера, пренебрегая более слабылиянием Сатурна и остальных планет. Ему удалось выявить три семейства

(семейства Фемиды, Эос и Корониды, названные по одному из членов сеейств), а затем еще четыре и, менее уверенно, еще шесть. Но скоро Хиаяме стало ясно, что учитывать воздействие Сатурна и других планесе же необходимо. Сатурн, например, оказывал заметное воздействие нстероиды с малым средним суточным движением. Сделав это, Хираяма пришл к выводу о существовании пяти семкйств - Фемиды, Эос, Коронидыарии и Флоры. К этим семействам он в 1923 г. отнес десятки известныстероидов. В дальнейшем они были пополнены астероидами, открытымозднее.

Самым многочисленным оказалось семейство Флоры. Д. Бауэр, нсновании уточненной им теории возмущений, разделил его на четыре отельных семейства - I, II, III ии IV.

К 70-м годам стало ясно, что "семейственность" широко распостранена среди астероидов : из 1697 нумерованных к этому временстероидов 712 (или 42 %) были отнесены к 37 семействам. Они еще "помят" орбиту родительского тела. Аналогичной оказалась ситуация у болеелких астероидов Паломар-Лейденского обозоения : из 980 новых астеродов 389 (40 %) вошли в то или иное семейство, уже известное или ноое.

Семейство обнаруживает себя как область повышенной концентраии точек на распределениях собственных элементов орбит. Границы сеейств проводятся не всегда уверенно, и отнесение астероида к тому илному семейству иногда остается сомнительным. К тому же, когда разнысследователи учитывают возмущения от планет с разной степенью точости и отбирают члены семейства, пользуясь слегка разными критериямини получают немного разные результаты. Однако эти различия не принцииальны и не позволяют сомневаться в самом существовании семействености у астероидов. Японский исследователь И. Козаи к концу 70-х годореди 2125 нумерованных астероидов около 3/4 отнес к 72 семействам.

Американские исследователи Дж. Градье, К. Чепмен и Дж. Вильямс полагат, что число семейств превышает 100. Однако приходится быть внимаельным, чтобы не принять за семейство случайную группу точек. Долгоремя считали, что существует семейство Венгрии (a=1,8 a. e. ) и Фокен

(a=2,4 a. e. ) на орбитах большого наклона (собственное наклонение

20-25O). Однако в действительности это лишь группы случайных астероиов, изолированные от остальной части кольца пустыми зонами вековыезонансов (рис. 26). Астероиды в них не связаны общностью происхождеия точно так же, как члены групп Гильды, Аполлона, Амура или Атона.

Они имеют лишь сходную динамическую эволюцию орбит.

Пока не ясно, существует ли семейство Паллады, или мы сноваак в случае с Венгрией и Фокеей, имеем дело с группой астероидовзолированной вековыми резонансами.

Многие семейства насчитывают десятки и сотни известных членов.

Предполагают, что истинное число членов семейств на один - два порядкольше.

В конце 60-х годов астрофизик Х.Альвен попытался выявить ольце астероидов (точнее, в уже известных семействах) соколки недавего происхождения. Для этого он выделил орбиты, сходные не по двум, о четырем собственным элементам (не считая большой полуоси), в тоисле по собственной долготе перигелия и собственной долготе узла. емействе Флоры I Альвен нашел 13 таких астероидов (из 23), а в сеействах Флоры II, III и IV он обнаружил еще две группы, состоящие из

20 и 28 астероидов. Аналогичные группы были выявлены и в других сеействах. Альвен назвал их струйными потоками, или просто струями, илотоками.

Как бы тесно ни оказались расположенными узлы орбит в моменбразования осколков при дроблении родительского тела семейства, из-зебольших различий в размерах орбит через несколько сотен тысяч лесколки все равно распределятся более или менее равномерно по всеолготам. Поэтому струйные потоки можно рассматривать как молодые обазования, свидетельствующие о недавних дроблениях, происшедших уже поху существования на Земле человека. Правда, сам Альвен придерживатся иного мнения: он считает, что струйные потоки представляют соботруктурные образования тел, находящихся на пути к аккумуляции (объдинению).

Попытки выделить струйные потоки предпринимали и другие исслеователи. Пользуясь слегка различными критериями отбора, они получаловольно противоречивые резулльтаты: и сами потоки, и их члены оказыались разными. Это дает повод сомневаться как в возможности обнаружеия, так и в самом существовании многих из них.

Советский астрофизик Б.Ю.Левин показал, что значительная частемейств и струй содержит лишь один довольно крупный астероид, резкыделяющийся среди остальных более мелких членов семейства или струи.

Из 54 рассмотренных им семейств и струй у 14 (26%) крупнейший члеревосходит остальные по массе на порядок и более. В четырех случаях

(7%) различия по массе оказываются просто колоссальным - в 1000 раз олее. Это означает, что глава семейства имеет поперечник более, чем в

10 раз превосходящий поперечники остальных астероидов. Главами подобых семейств являются Церера и Веста.

Возникновение подобного семейства или струйного потока можеыть связано со столкновением астероидов, сильно различающихся пассе, когда больший астероид не разваливается нацело, а лишь теряет иде осколков значительную часть массы, а также с косыми, почти касаельными столкновениями астероидов со сравнимыми массами. в последнелучае возможно образование семейств с двумя крупными членами. Такиемейством является содержащее 19 Фортуну и 21 Лютецию.

Но большинство семейств образовалось, по-видимому, при катастофических разрушениях астероидов, давших начало этим семействам, и нодержит подобных астероидов - великанов.

Обломки, образовавшиеся при лроблении астероида, из-за слегказных у них гелиоцентрических скоростей обгоняют друг друга, оставась в окрестностях орбиты родительского тела. В течение нескольких лели десятков лет они растягиваются вдоль всей орбиты, образуя рой. Заавно, что уцелевшие "родители" семейств не терпят своих "детей". Роительские астероиды вычерпывают их из роя, причем из-за малой относиельной скорости (десятки или сотни метров в секунду) встреча астероиа со своим обломком не приводит к дальнейшему дроблению: осколоросто зарывается в реголит своих родителей (под реголитом понимаетсоверхностный слой, перемолотый падениями многочисленных мелких астеоидных осколков). Впрочем, такая участь постигант очень немногоих.

Кроме того, путем гравитационного воздействия родители изгоняют свобломки на периферию возникшего роя, снижая пространственную плотностел в рое. Аналогичное действие оказывают на рой и планетные возмущеия.

Однако с образованием семейств при дроблении астероидов делбстоит совсем не так просто, как может показаться. Когда в 1982 годотрудники Технологического института в Пасадене (США) Д.Дэвис, К.Чепен, Р.Гринберг и С.Вайденшиллинг специально исследовали вопрос об обазовании семейства Эос, то оказалось, что родительский астероид, разеры которого превышали, по-видимому, 180 км, прежде чем испытать каастрофическое столкновение с достаточно крупным объектом (в результае чего и должно было бы образоваться семейство), должен был столкуться по крайней мере с десятком более мелких тел. Под действием идаров родительский астероид должен был "развалиться" на блоки с хаактерными размерами порядка 10 км, которые удерживались друг околруга только силами тяготения. Между тем, сохранился объект поперечниом в 98 км (это сам Эос). Можно предположить, что это сохранившийся

20-процентный остаток массы, состоящий из неразлетевшихся юлоков. Ногда, как полагают исследователи, следующее по величине тело должныло бы иметь поперечник всего 5 км. Между тем второй по величине члеемейчтва имеет поперечник 80 км. Лишь с помощью серии весьмскусственных предположений удается обойти эти трудности.

Астероиды вблизи Земли

Почти 3/4 века не подозревали, что не все астероиды движутьсежду орбитами Марса и Юпитера. Но вот ранним утром 14 июня 1873 г.

Джеймс Уотсон на обсерватории Энн Арбор (США) открыл астероид 132 Аэру. За этим объектом удалось следить всего три недели, а потом его поеряли. Однако результаты определения орбиты, хотя и неточной, убедиельно свидетельствовали, что перигелий Аэрты находится внутри орбитарса.

На астероиды, которые бы приближались к орбите Земли, оставаись неизвестны до конца XIX в. Теперь их число превышает 80 (см.

табл. 1).

Первый астероид вблизи Земли был открыт только 13 августа 1898

г. В этот день Густав Витт на обсерватории Урания в Берлине обнаружилабый объект, быстро перемещающийся среди звезд. Большая скороствидетельствовала о его необычайной близости к Земле, а слабый блеслизкого предмета - об исключительно малых размерах. Это был 433 Эросервый астероид-малютка поперечником менее 25 км. В год его открытин прошел на расстоянии 22 млн. км от Земли. Его орбита оказалась нохожа ни на одну до сих пор известную. Перигелием она почти касаласрбиты 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 открыл

719 Альберт, который мог подходить к Земле почти так же близко, карос (q=1,19 a. e.). Почти на такой же орбите Макс Вольф в Гейдельбере в 1918 г. открыл 887 Алинду, а Вальтер Бааде в Бергедорфе, в 1924

г., на орбите чуть больших размеров - 1036 ганнимед. В 1929 г. к этистероидам добавился 1627 Ивар и перигелием более близким к Земле, че Эроса (q=1,12 a. e.), афелием, расположенным в середине кольца астеоидов (q=2,60 a. e.).

12 марта 1932 г. Эжен Дельпорт на обсерватории в Уккле (Бельия) открыл уж совсем крошечный астероид на орбите с перигелийныасстоянием q=1,08 a. e. Это был 1221 Амур поперечником менее 1 кмрошедшем 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 астреид 588 Ахилл, движущийся по орбите больших размеров, далеко за предеами кольца астероидов, почти точно по орбите Юпитера. Затем было откыто еще около 20 астероидов до 14m, движущихся примерно по орбитпитера. Все они получили общее название троянцы, так как названы есть героев Троянской войны - греков и торянцев. Астероиды-греки опеежают Юпитер примерно на 60o, а астероиды-троянцы следуют на таком жгловом расстоянии позади него. Только Гектор и Патрокл находятся не воих группахю Все они довольно крупные объекты - диаметром порядка

150 км - так долго оставались неоткрытыми из-за большой удаленности.

Немногочисленные объекты были открыты и между кольцом астероиов и орбитой Юпитера. Некоторые из них могут близко подходить к орбие Юпитера и даже выходить за ее пределы. Однако астероиды, орбиты коорых целиком лежали бы за пределами орбиты Юпитера, не были известно 1977 г., хотя на основании общих космогонических соображений неодократно высказывались идеи о возможности существования крупных теежду орбитами Юпитера и Сатурна, являющихся, как и астероиды, сохраившимися остатками протопланетных тел.

В октябре 1977 г. Чарльз Ковал в США открыл небывало далекибъект : он двигался на расстоянии 16,7 а. е. от Солнца и получиредварительное обозначение 1977 UB. Из-за большого расстояния объекчень медленно перемещался на фоне звезд, и потребовалось бы оченолго следить за ним, чтобы определить его орбиту с большой точностью.

Однако через несколько месяцев, после предварительного определения ориты и расчетов прошлых эфемерид, изображение объекта удалось найти нтарых снимках неба, сделанных в разных обсерваториях в 1976, 1969,

1962, 1941 гг. и даже в 1895 г. Объект получил название Хирон и номер

2060.

В настоящее время Хирон движется по орбите с большой полуось=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 почт самой орбиты Урана (q=18,90 a. e.). Орбита Хирона наклонена лоскости эклиптики всего на 6o,9. Размеры самого тела составляют

160-640 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 отлиаются друг от друга : они слабо эксцентричны и имеют малый или умеенный наклон. Поэтому-то почти все астероиды движуться, оставаясь ределах тороидального кольца. Сечение этого кольца плоскостью zrерпендикулярной плоскости эклиптики и проходящей через Солнце, покаано на рис. 4. Границы кольца несколько условны : пространственналотность астероидов (число астероидов в единице объема) падает по мее удаления от центральной части, что на рисунке отражено менее густотриховкой периферических областей сечения. Если по мере движенистероида по орбите упомянутую плоскость zr вращать (вокруг оси, перендикулярной плоскости эклиптики и проходящей через Солнце) вслед зстероидом (так, чтобы он все время оставался в этой плоскости), тстероид за один оборот опишет в этой плоскости некоторую петлю. Приеры таких петель показаны на рисунке. Большая часть подобных петележит в пределах заштрихованной области, как у Цереры и Весты, движуихся по малоэксцентричным и мало наклоненным орбитам. У немногистероидов из-за значительного эксцентриситета и наклона орбиты петляак у Паллады (i=35o), выходит за пределы этой области или даже целиом лежит вне ее, как у атонцев. Поэтому астероиды встречаются и вдала пределами кольца.

Объем пространства, занятого кольцом-тором, где движется 98 %

всех астероидов, огромен - около 1,6*1026 км3. Для сравнения укажемто объем Земли составляет всего 1012 км3.

Большие полуоси орбит астероидов, принадлежащих кольцу, заклюены в интервале от 2,2 од 3,2 а. е. Астероиды движуться по орбитам инейной (гелиоцентрической) скоростью около 20 км/с, затрачивая ндин оборот вокруг Солнца от 3 до 9 лет. Их среднесуточное движениаключено в пределах 400-1200 (рис. 5).

Эксцентричность этих орбит невелики - от 0 до 0,2 и редко преышает 0,4. Но даже при очень малом эксцентриситете, всего в 0,1, геиоцентрическое расстояние астероида во время движения по орбите менятся на несколько десятых долей астрономической единицы, а при e=0,4 а 1,5 - 3 а. е., в зависимости от размеров орбиты.

Наклон орбит к плоскости эклиптики составляют обычно от 5 до

10o. Но при наклоне в 10o астероид может отклониться от плоскости экиптики примерно на 0,5 а. е., при наклоне 30o гходить от нее на 1,5

а.е.

По среднесуточному движению астероиды принято делить на пятрупп (рис. 5). Многочисленные по составу группы I, II и III включаюстероиды, движущиеся, соответственно, во внешней (наиболее удаленнот Солнца), центральной и внутренней зонах кольца. В центральной зонреобладают астероиды сферической подсистемы, тогда как во внутреннеоне 3/4 астероидов являются членами плоской системы.

По мере перехода от внутренней зоны к внешней становиться всольше круговых орбит: в группе III эксцентриситет e<0,14 имеют всего

36% астероидов, в группе II таких 44%, а в группе III -60%. Вероятното объясняется тем, что Юпитер, движущийся за внешней окраиной кольа, "вычистил" свои окрестности : тела на больших эксцентричных орбиах могли, приближаясь к Юпитеру, испытывать сильные возмущения с егтороны и в результате выметались из кольца и даже из планетной систеы. Сохранились лишь тела на менее эксцентричных орбитах, недостижимыля этого гиганта Солнечной системы.

Все астероиды кольца находятся, если так можно выразиться, езопасной зоне. Но и они все время исаытывают возмущения со сторонланет. Самое сильное воздействие на них оказывает, конечно, Юпитер.

Поэтому их орбиты непрерывно меняются. Если быть совсем строгими, тужно сказать, что путь астероида в пространстве представляет собой нллипсы, а незамкнутые квазиэллиптические витки, укладывающиеся радоруг с другом. Лишь изредка - при сближении с планетой - витки заметнтклоняются один от дргого. Планеты возмущают, конечно, движение нолько астероидов, но и друг друга. Однако возмущения, испытываемыамими планетами, малы и не меняют структуры Солнечной системы. Они ногут привести к столкновению планет друг с другом. С астероидами делбстоит иначе. Из-за больших эксцентриситетов и наклонов орбит астеродов под действием планетных возмущений меняются довольно сильно даж том случае,если не происходит сближений с планетами. Астероиды отконяются со своего пути то в одну, то в другую сторону. Чем дальшеем больше становятся эти отклонения : ведь планеты непрерывно "тянут"

астероид, каждая к себе, но сильнее всех Юпитер. Наблюдения астероидохватывают еще слишком малые промежутки времени, чтобы можно было выяить существенные изменения орбит большинства астероидов, за исключеием отдельных редких случаев. Поэтому наши представления об эволюцих орбит основаны на теоретических соображениях. Коротко они сводятя ледующему.

Орбита кажого астероида колеблется около своего среднего полоения, затрачивая на каждое колебание несколько десятков или сотеет. Синхронно меняются с небольшой амплитудой ее полуось, эксцентиситет и наклон. Перигелий и афелий то приближаются к Солнцу, то удаяются от него. Эти колебания включаются как составная часть в колебаия большего периода - тысячи или десятки тысяч лет. Они имеюесколько другой характер. Большая полуось не испытывает дополнительых изменений. Зато амплитуды колебаний эксцентриситета и наклона моут быть намного больше. При таких масштабах времени можно уже нассматривать мгновенных положений планет на орбитах : как в ускореном фильме астероид и планета оказываются как бы размазанными по своирбитам. Становится целесообразным рассматривать их как гравитирующиольца. Наклон астероидного кольца к плоскости эклиптики, где нахоятся планетные кольца - источник возмущающих сил, - приводит к томуто астероидное кольцо ведет себя подобно волчку или гироскопу. Толькартина оказывается более сложной, потому что орбита астероида не явяется жесткой и ее форма меняется с течением времени.

Орбита астероида вращается так, что нормаль к ее плоскостиосстановленная в том фокусе, где находится Солнце, описывает конус.

При этом линия узлов вращается в плоскости эклиптики с более или менеостоянной скоростью по часовой стрелке. В течение одного оборота наконение, эксцентриситет, перигелийное и афелийное расстояния испытыват два колебания. Когда линия узлов совпадает с линией аспид (а этлучается дважды за один оборот), наклон оказывается максимальным, ксцентриситет минимальным. Форма орбиты становится ближе к круговойалая полуось орбиты увеличивается, перигелий максимально отодвинут оолнца, а афелий приближен к нему (поскольку q+q=2a=const). Затем лиия узлов смещается, наклон уменьшается, перигелий движется к Солнцуфелий - прочь от него, эксцентриситет растет, а малая полуось орбитокращается. Экстремальные значения достигаются, когда линия узлоказывается перпендикулярной линии аспид. Теперь перигелий расположелиже всего к Солнцу, афелий дальше всего от него, и обе эти точкильнее всего отклоняются от эклиптики.

Исследования эволюции орбит на длительных промежутках временоказывают, что описанные изменения включаются в изменения еще большео периода, происходящие с еще большими амплитудами колебаний элеменов, причем в движение включается и линия аспид.

Итак, каждая орбита непрерывно пульсирует, да и к тому же ещ вращается. При малых e и i их колебания происходят с малыми амплитуами. Почти круговые орбиты, лежащие к тому же вблизи плоскости эклипики, меняются едва заметно. У них все сводится к легкой деформации лабому отклонению то одной, то другой части орбиты от плоскости экиптики. Но чем больше эксцентриситет и наклон орбиты, тем сильнероявляются возмущения на больших промежутках времени.

Таким образом, планетные возмущения приводят к непрерывномеремешиванию орбит астероидов, а стало быть, и к перемешиванию движуихся по ним объектов. Это дает возможным столкновения астероидов дру другом. За минувшие 4,5 млрд. лет, с тех пор как существуют астероиы, они испытали много столкновений друг с другом. Наклоны и эксцентиситеты орбит приводят к непараллельности их взаимных движений, корость, с которой астероиды проносятся один мимо другого (хаотичнаомпонента скорости), в среднем составляет около 5 км/с. Столкновени такими скоростями ведут к разрушению тел.

Форма и вращение астероидов

Астероиды так малы, что сила тяжести на них ничтожна. Она не остоянии придать им форму шара, какую придает планетам и их большипутникам, сминая и утрамбовывая их вещество. Большую роль при этограет явление текучести. Высокие горы на Земле у подошвы "расползатся", так как прочность пород оказывается недостаточной для тоготобы выдержать нагрузки во многие тонны на 1 см3,и камень, не дроясь, не раскалываясь, течет, хотя и очень медленно.

На астероидах поперечником до 300-400 км из-за малого веса таород подобное явление текучести вовсе отсутствует, а на самых крупныстероидах оно происходит чрезвычайно медленно, да и то лишь в их недах. Поэтому "утрамбованы" силой тяжести могут быть лишь глубокие неда немногих крупных астероидов.Если вещество астероидов не проходилтадии плавления, то оно должно было остаться "плохо упакованным"римерно, каким возникло на стадии аккумуляции в протопланетном облае. Только столкновения тел друг с другом могли привести к тому, чтещество постепенно уминалось, становясь менее рыхлым. Впрочем, новытолкновения должны были дробить спрессованное вещество.

Малая сила тяжести позволяет разбитым астероидам существоват виде агрегатов, состоящих из отдельных блоков, удерживающихся друколо друга силами тяготения, но не сливающихся друг с другом. По тое причине не сливаются с ними и опустившиеся на поверхность астероиов их спутники. Луна и Земля, соприкоснувшись друг с другом, слслисы, как сливаются (хотя и по другой причине) соприкоснувшиеся капли, ерез некоторое время получилось бы одно, тоже шарообразное тело, порме которого нельзя было бы догадаться, из чего оно получилось.

Впрочем, все планеты Солнечной системы на закючительном этапе формироания вбирали в себя довольно крупные тела, не сумевшие превратиться амостоятельные планеты или спутники. Теперь их следов уже нет.

Лишь самые крупные астероиды могут сохранять свою шарообразнуорму, приобретенную в период формирования, если им удастся избежаттолкновения с немногочисленными телами сравнимых размеров. Столкновеия с более мелкими телами не смогут существенно изменить ее. Мелкие астероиды должны иметь и действительно имеют неправильную формуложившуюся в результате многих столкновений и не подвергавшуюся альнейшем выравниванию под действием силы тяжести. Кратеры, возникшиа поверхности даже самых крупных астероидов при столкновении с мелкии телами, "не заплывают" с течением времени. Они сохраняются др теор, пока не будут стерты при следющих ударах об астероид мелких телли сразу уничтожены ударом крупного тела. Поэтому горы на астероидаогут быть гораздо выше, а впадины гораздо глубже, чем на Земле и друих планетах : среднее отклонение от уровня сглаженной поверхности нрупных астроидах составляет 10 км и более, о чем свидетельствуют раиолокационные наблюдения астероидов.

Неправильная форма астероидов подтверждается и тем, что илеск необычайно быстро падает с ростом фазового угла (рис. 6). У Лун Меркурия аналогичное уменьшение блеска вполне объясняется толькменьшением видимой с Земли доли освещенной Солнцем поверхности : тенор и впадин оказывают слабое влияние на общий блеск. Иначе обстоиело с астероидами. Одним лишь изменением освещенной Солнцем доли поерхности астероида столь быстрое изменение их блеска, которое наблюается, объяснить нельзя. Основная причина (особенно у астероидов маых размеров) такого характера изменения блеска заключается в их непавильной форме и крайней степени изрытости, из-за чего на освещенноолнцем стороне одни участки поверхности экранируют другие от солнечых лучей.

Температура астероидов

Астероиды - насквозь холодные, безжизненные тела. В далекоршлом их недра могли быть теплыми и даже горячими за счет радиоактивых или каких-то иных источников тепла. С тех пор они уже давно остыи. Впрочем, внутренний жар никогда не согревал поверхности : потоепла из недр был неощутимо мал. Поверхностные слои оставались холодыми, и лишь столкновения время от времени вызывали кратковременныокальный разогрев.

Единственным постоянным источником тепла для астероидов остатся Солнце, далекое и поэтому греющее очень плохо. Нагретый астероизлучает в космическое пространство тепловую энергию, причем тем иненсивнее, чем сильнее от нагрет. Потери покрываются поглощаемоастью солнечной энергии, падающей на астероид, которая убывает обрато пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния. Опираясь нти рассуждения и используя закон Стефана-Больцмана, получили, что -астероидов на расстоянии 2,76 а. е. от Солнца (среднее расстояниереры) максимальная температура в подсолнечной точке достигает 170 К на расстоянии 5,2 а. е. (среднее расстояние троянцев) - 125 К. Светые S-астероиды согреваются хуже, потому что из-за большого альбедни поглощают примарно на 10% меньше солнечной энергии. Такие светлыстероиды, как Веста, поглощают примерно на 20% меньше солнечной энерии (рис. 7).

Если усреднить температуру по всей освещенной поверхности, поучим, что у астероидов сферической формы средняя температура освещеной поверхности в 1,2 раза ниже, чем температура в подсолнечной точке.

Из-за вращения астероидов температура их поверхности быстреняется. Нагретые Солнцем участки поверхности быстро остывают из-зизкой теплоемкости и малой теплопроводности слагающего их вещества. азультате по поверхности астероида бежит тепловая волна. Она быстратухает с глубиной, не проникая в глубину даже на несколько десяткоантиметров. Глубже температура вещества оказывается практическостоянной, такой же, как в недрах астероида - на несколько десяткорадусов ниже средней температуры освещенной Солнцем поверхности. ел, движущихся в кольце астероидов, ее грубо можно принять равной

100-150 К.

Как ни мала тепловая инерция поверхностных слоев астероидасе же, если быть совсем строгими, то следует сказать, что температуре успевает принимать равновесного значения с изменением условий освеения. Утренняя сторона, не успевая согреваться, всешда чуть-чуть хооднее, чем следовало бы, а вечерняя сторона оказывается чуть-чутеплее, не успевая остывать. Относительно подсолнечной точки возникаеегкая асимметрия в распределении температур.

Максимум теплового излучения астероидов лежит в области длиолн порядка 20 мкм. Поэтому их инфракрасные спектры должны выглядетак непрерывное излучение с интенсивностью, монотонно убывающей в обтороны от максимума. Это подтверждается наблюдениями 10 Гигии, 39 Леиции и 40 Гармонии, проведенными О. Хансеном в диапазоне 8-20 мкм.

Однако, когда Хансен попытался на основании этих наблюдений определитемпературу астероидов, она оказалась выше расчетной (около 240 К), ричина этого до сих пор не ясна.

Низкая температура тел, движущихся в кольце астероидов, ознаает, что диффузия в астероидном веществе "заморожена". Атомы нпособны покидать свои места. Их взаимное расположение сохраняется незменным на протяжении миллиардов лет. Только благодаря этому мы можезучать особенности расположения, возникшие в пылинках еще до вхождеия в астероид, исследовать тонкие каналы - треки, пробитые частицамосмических лучей в астероидом веществе, находившемся когда-то на поехности этих тел, а потом замурованном в метеоритах, обнаруживать новерхности отдельных частиц, извлеченных из метеоритов, крошечныратерочки микронных размеров, созданных столкнувшимися с ними пылинами. Изоляция способна вызвать к жизни диффузию только у тех астероиов, которые движутся по орбитам с малыми перигелийными расстояниями

(благодаря чему сильно приближаются к Солнцу), но лишь в поверхностнылоях и на короткое время. Следы такой диффузии несомненно несет в сее приповерхностное вещество астероида Икар. Ведь в перигелии поверхость Икара нагревается примерно до 1000 К.

Вещество тех метеоритов, которые приближались к Солнцу, наприер, метеоритов Вашугал, Старое Песьяное и других (о чем можно судитьсследуя орбиты метеоритов), тоже должно носить следы такой диффузии леды кратковременного, но неоднократно повторяющегося нагрева. Этледы пока не идентифицированы, но, может быть, размороженная на времиффузии явилась причиной аномально коротких (как бы отожженных) треов от космических лучей, обнаруженных в метеорите Марьялахти соетскими исследователями В. П. Перелыгиным и другими.

Состав астероидного вещества

Метеориты крайне разнообразны, как разнообразны и их родиельские тела - астероиды. В то же время поражает убогость их минераогического состава. Метеориты состоят, в основном, из железо-магнезильных силикатов - оливинов и пироксенов разного состава, от почтистого фаялита и ферросилита, не содержащих магния, до почти чистогорстерита и энстанита, не содержащих железа. Они присутствуют в виделких кристалликов или в виде стекла, обычно частично перекристаллиованного. Другой основной компонент - никелистое железо, котороредставляет собой твердый раствор никеля в железе, и, как в любоастворе, содержание никеля в железе бывает различно - от 6-7% до

30-50%. Изредка встречается и безникелистое железо. Иногда в значиельных колличествах присутствуют сульфиды железа. Прочие же минералаходятся в малых количествах. Удалось выявить всего около 150 минераов, и, хотя даже теперь открывают все новые и новые, ясно, что числинералов метеоритов очень мало по стравнению с обилием их в горныородах Земли, где их выявлено более 1000. Это свидетельствует о приитивном, неразвитом характере метеоритного вещества. Многие минералрисутствуют не во всех метеоритах, а лишь в некоторых из них.

Наиболее распространены среди метеоритов хондриты. Это каменые метеориты от светлосерой до очень темной окраски с удивительнотруктурой : они содержат округлые зерна - хондры, иногда хорошо видиые на поверхности разлома и легко выкрашивающиеся из метеорита. Разеры хондр различны - от микроскопических до сантиметровых. Они заниают значительный объем метеорита, иногда до половины его, и слабцементированы междхондровым веществомматрицей. Состав матрицы бываедентичен с составом хондр, а иногда и отличается от него. В межхондовом веществе нередко находят разбитые хондры и их обломки. Такатруктура присуща только метеоритам (причем многим из них !) и нстречается больше нигде. Сложенные, в основном, железо-магнезиальнымиликатами, хондриты содержат и мелкодисперсное никелистое железоульфиды и другие минералы.По поводу происхождения хондр существуеного гипотез, но все они спорные. Короче говоря, происхождение хондо сих пор не известно. Различают HH, H, L и LL-хондритыс очень высоим, низким и очень низким содержанием свободного металлического желеа. Соответственно, при переходе от одного класса к другому убывает бщее содержание железа (свободного и входящего в силикаты). Кроме тоо, выделяют группу E-хондритов, в которых почти все железл находитс свободном состоянии, так что силикатам достается почти один магний также группу углистых С-хондритов, в которых очень мало железа, ночти все оно находится в силикатах.

Формирование астероидов

В период формирования Солнца условия в протопланетом диске ныли, конечно, одинаковыми на разных расстояниях от Солнца и менялис течением времени. Вещество оставалось холодным только вдали от Солна. Вблизи него было сильно прогрето и пыль подвергалась полному иластичному испарению. Лишь позднее, когда газ остыл, она сконденсироалась снова, но большая часть летучих веществ, содержащихся в межзездных пылинках, оказалась потеряна и в новую пыль уже не вошла. Эвоюция протопланетного диска привела к формированию в нем планетезимаей, из которых потом выросли планеты. Состав планетезималей, формироавшихся на разных гелиоцентрических расстояниях, из-за разного состаа пыли, пошедшей на их постройку, был различным.

Так уж случилось, что астероиды - это планетезимали, сформироавшиеся на границе горячей и холодной зоны протопланетного дискаохранившиеся до наших дней. Хотя кольцо астероидов имеет небольшуротяженность (всего около 1 а. е.), различие условий в нем былоо-видимому, достаточным, чтобы сформировать непохожие друг на друг- и С-астероиды. Вполне логично думать, что S-астероиды сформироваись в более теплой зоне, на меньших гелиоцентрических расстоянияхем С-астероиды, а теперь медленно перемешиваются. Однако, посколькообще сохранились лишь те тела, которые сформировались на наиболесчтойчивых орбитах, полного перемешивания их за истекшие 4,5 млрд.

лет не произошло. Поэтому-то до сих пор С-астероиды тяготеют к внешнеаси кольца, а S-астероиды - к внктренней. Но, сталкиваясь друг с друом, они загрязняют поверхность друг друга своим веществом, и, вероято, поэтому цвет S- и C-астероидов медленно меняется с гелиоцентриеским расстоянием.

Астероиды формировались в протопланетном облаке как рыхлые агегаты. Малая сила тяжести не могла спрессовать сгустившиеся из пылланетезимали. За счет радиоактивного тепла они разогревались. Этоазогрев, как показали расчеты Дж. Вуда, шел весьма эффективно : ведыхлые тела хорошо удерживают тепло. Разогрев начался еще на стадиоста астероидов. Их вещество в центральных частях грелось, спекалось, может быть, даже плавилось, а на поверхности астероидов все ещродолжала высыпаться пыль, пополняя рыхлый, теплоизолирующий слой.

Основным источником разогрева сейчас принято считать алюминий-26, тоамый алюминий-26, который за миллион лет до формирования астероидоыл впрыснут вместе с веществом сверхновой звезды в протосолнечную туанность.

Столкновения астероидов между собой на первых порах тоже вел уплотнению их вещества. Астероиды становились компактными телами. Н дальнейшем возмущения от выросших ланет привели к росту скоростей, оторыми происходили столкновения. В результате уже более или менеомпактные тела были разбиты. Столкновения повторялись неоднократноробя, встряхивая, перемешивая, сваривая обломки, и снова дробя. Воочему современные астероиды представляют собой, скорее всего, плохпакованные глыбы.

К земной орбите мелкие астероидные обломки, поступают, конечо, из кольца астероидов. Это происходит благодаря еще не вполне ясноу в деталях механизму последовательной резонансной раскачки орбит поействием планетных возмущений. Но раскачка происходит лишь в некотоых зонах кольца. Астероиды из разных мест кольца поступают неодинакоо эффективно, и обломки в окрестностях земной орбиты могут вовсе ныть представителями тех объектов, которые движутся за орбитой Марса.

А в земной атмосфере выживают только самые медленные и самые прочныз них, что приводит к дальнейшему отбору. Поэтому в наших коллекцияхесомненно, отсутствуют многие разновидности астероидного вещества, иозможно, что представление об астероидном веществе, как о веществлотном и компактном, не что иное, как устаревшее, навеянное метеориами заблуждение.

Заключение

Как бы ни были велики успехи изучения астероидов сегодня, будее принадлежит, вероятно, исследованиям с помощью космических аппараов. Они могут снять многочисленные трудности, стоящие перед исследоателями, но, можно не сомневаться, поставят перед ними и новые пробемы.

* * *

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.