Коллектив авторов - Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

Толен подразделил совокупность исследованных астероидов на 14 классов (некоторые из них появились ранее в работах других исследователей) в соответствии с характерными особенностями кривых спектральной отражательной способности и значением визуального альбедо. Возможная интерпретация спектров при этом не учитывалась. Принадлежность астероидов к одному классу не предполагает обязательного сходства их минералогического состава. Вместе с тем, как оказалось, классификация по Толену отражает некоторые важные минералогические особенности астероидов и их термическую историю.

На рис. 3.27 приведены усредненные отражательные спектры астероидов 14 классов, каждый из которых обозначен одной буквой. Спектральная кривая, обозначенная как ЕМР, является общей для трех классов Е, М и Р. Эти три класса различаются характерными для них значениями альбедо. В тех случаях, когда информация о величине альбедо отсутствует, все три класса объединяются в таксономии по Толену в один класс X. В некоторых случаях, когда тот или иной астероид бывает затруднительно отнести к определенному классу, допускается использование для его характеристики нескольких букв, чтобы указать наличие черт, характерных для соответствующих классов.

Еще с 70-х годов XX в. известно, что вид астероидных спектров в видимой области определяется тремя основными чертами: 1) наличием более или менее глубокой полосы поглощения в области, близкой к ультрафиолетовому концу спектра, обусловленной взаимодействием фотонов с ионами железа Fe 2+в кристаллической решетке вещества поверхностных слоев астероидов; 2) общим наклоном спектральной кривой в области 0,55 мкм и далее с увеличением длины волны света; наклон (подъем к красному концу спектра) или его отсутствие обусловлены наличием или отсутствием вещества, вызывающего покраснение спектра; в качестве такого вещества могут выступать металлы (Fе, Ni) или органические соединения; 3) присутствием или отсутствием полосы поглощения, обусловленной силикатами, в области от 0,7 мкм и более с минимумом обычно около 1 мкм. Все три характерные особенности спектров легко просматриваются на рис. 3.28 а . Более детальное описание таксономии по Толену содержится в табл. 3.7, заимствованной из работы [Lupishko and Di Martino, 1998]. В последней графе таблицы указываются возможные метеоритные аналоги для астероидов каждого класса. Заметим, что класс К, отсутствовавший в оригинальной работе Толена, был введен Беллом [Bell, 1988] специально для описания астероидов семейства Эос.

Рис. 3.27. Усредненные отражательные cпектры астероидов различных классов [Tholen and Barucci, 1989]

Рис. 3.28. Относительное обилие астероидов различных классов ( а ) и суперклассов ( б ) в зависимости от большой полуоси орбиты a [Bell et al., 1989]

Таблица 3.7. Классификация (таксономические классы) астероидов и метеоритные аналоги

В числе метеоритных аналогов различных классов астероидов в табл. 3.7 встречаются представители всех трех типов метеоритов: железных, состоящих в основном из железоникелевого сплава с небольшой примесью иного вещества, железокаменных, состоящих в среднем на 50 % из никелистого железа и на 50 % из силикатных минералов, и каменных, состоящих в основном из силикатных минералов с примесью никелистого железа. Минералы оливин (Mg,Fe) 2SiO 4и ортопироксен (Mg,Fe)SiO 3– наиболее распространенные в метеоритах силикатные минералы, присутствующие в различных пропорциях в метеоритах почти всех типов.

Обыкновенные хондриты, углистые хондриты, базальтовые и энстатитовые ахондриты, обриты – это различные типы каменных метеоритов. Хондриты отличаются от ахондритов составом и структурой. Характерной особенностью структуры хондритов являются содержащиеся в них округлые зерна вещества – хондры, размером от долей миллиметра до долей сантиметра. По своему химическому составу хондриты гораздо ближе к химическому составу Солнца по сравнению с земной корой. Вероятно, хондриты не прошли через стадию химической дифференциации вещества, которая на Земле обеспечивалась процессами плавления, выветривания, отложения осадков и т. п.

Углистые хондриты отличаются малым удельным весом, рыхлостью, присутствием в них гидратированных минералов и органических соединений. Состав углистых хондритов близок к тому, который можно ожидать у продукта конденсации первичного околосолнечного вещества.

Ахондриты – это каменные метеориты, не содержащие в своей структуре хондр. По своему составу они сходны с земными изверженными породами, не содержащими никелистого железа.

Минералогический состав большинства выпадающих на Землю метеоритов свидетельствует о том, что они сформировались в недрах достаточно крупных тел, с характерными размерами от нескольких десятков до сотен километров. Вещество различных типов метеоритов может быть подразделено на три широких класса:

• примитивное вещество, наиболее близкое по составу к предполагаемому составу протопланетного вещества, не претерпевшее высокотемпературной диссоциации;

• вещество, подвергшееся нагреву до нескольких сотен градусов и претерпевшее при этом метаморфизм;

• вещество, подвергшееся полному или частичному плавлению, которое привело к разделению его на фракции.

Астероиды, принадлежащие к различным классам, также могут быть подразделены на три большие группы (суперклассы) [Bell et al., 1989], которые соответствуют указанному выше подразделению метеоритного вещества по степени его температурного метаморфизма. При этом астероиды, принадлежащие классам D, Р и С, состоят из наиболее примитивного вещества. Астероиды, входящие в классы Т, В, G и F, образуют группу тел, подвергшихся умеренному нагреванию. Наконец, астероиды, классифицируемые как V, R, S, А, М и Е, образуют группу с наиболее дифференцированным веществом, претерпевшим ту или иную степень расплавления. В частности, астероиды, относящиеся к классу V (один из крупнейших астероидов – Веста, и ряд небольших по размеру АСЗ), имеют состав поверхностных слоев, идентичный составу базальтовых ахондритов, являющихся продуктом высокотемпературного плавления.

В табл. 3.7 указанное подразделение астероидов на суперклассы с некоторыми вариациями соответствует переходу от верхней части таблицы к ее середине и затем к нижней части.