Солнечная система

И наконец, к типу Т относят астероиды, имеющие низкое альбедо и красноватый спектр отражения, похожий на спектры Р- и D-типов, но по наклону занимающий промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов Т-, Р- и D-типов считают примерно одинаковым и соответствующим силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями.

При изучении распределения астероидов в пространстве обнаружилась явная связь их предполагаемого химикоминерального состава с расстоянием до Солнца. Оказалось, что чем более простой минеральный состав имеют астероиды (т.е. чем больше в них летучих соединений), тем дальше, как правило, они находятся от Солнца. В целом более 75% всех астероидов принадлежат С-типу и располагаются преимущественно в периферийной части главного пояса. Примерно 17% принадлежат S-типу и преобладают во внутренней части пояса. Большая часть из оставшихся астероидов относится к М-типу и также в основном движется в средней части астероидного кольца. Максимумы распределений астероидов этих трех типов находятся в пределах главного пояса. Максимум общего распределения астероидов Е- и R-типов несколько выходит за пределы внутренней границы пояса в сторону Солнца. Интересно, что максимум суммарного распределения астероидов Р- и D-типов лежит на далекой периферии главного пояса и выходит не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Не исключено, что распределение Р- и D-астероидов главного пояса перекрывается с астероидными поясами Казимирчак-Полонской, находящимися между орбитами планет-гигантов.

В заключение кратко изложим смысл общей гипотезы о происхождении астероидов различных классов, которая находит все больше подтверждений.

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.