Книга: Солнечная система (Астрономия и астрофизика)

О происхождении малых тел

На заре формирования Солнечной системы, около 4,5 млрд. лет назад, из окружающего Солнце газо-пылевого диска вследствие турбулентных и других нестационарных явлений возникли сгустки вещества, которые при взаимных неупругих столкновениях и гравитационных взаимодействиях объединялись в планетезимали. С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газо-пылевого вещества и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Во-первых, это обстоятельство привело к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом с указанной границей и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы. Во-вторых, газо-пылевое вещество, из которого образовались астероиды, оказалось весьма неоднородным по составу в зависимости от расстояния до Солнца: относительное содержание в нем простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание летучих соединений нарастало с удалением от Солнца в области от 2,0 до 3,5 а.е.

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.