Борис Шустов - Астероидно-кометная опасность - вчера, сегодня, завтра

Здесь уместно вновь вернуться к вопросу о том, вещество какого типа астероидов является аналогом обыкновенных хондритов, составляющих примерно 80 % всех метеоритов, наблюдавшихся при падении. По спектральным характеристикам наиболее близки к обыкновенным хондритам астероиды класса Q. Но эти астероиды не представлены в Главном поясе, и даже среди АСЗ их существенно меньше, чем астероидов класса S (отношение их числа равно 80/125). Почему же среди метеоритов доминируют обыкновенные хондриты? В ряде работ было показано, что спектры S-астероидов демонстрируют определенную тенденцию приближения к спектрам Q-астероидов и обыкновенных хондритов по мере уменьшения размеров астероидов. Возможное объяснение этой тенденции заключается в следующем. С уменьшением размеров астероида уменьшается и средняя продолжительность его существования как консолидированного тела до его распада в результате столкновения с другими телами. В результате можно утверждать, что по мере уменьшения размеров исследуемых астероидов наблюдатели имеют дело со все более «молодыми», все более свежими поверхностями. Отсюда вытекает, что указанная выше тенденция может быть вызвана постепенным изменением отражательных свойств S-астероидов под влиянием «космического выветривания» [Binzel et al., 2002]. Подобное изменение оптических свойств поверхности может происходить в результате осаждения на ней субмикроскопических частиц железа, что ведет по мере их накопления к ее постепенному «покраснению» (сдвигу максимума отражения в сторону более длинных волн). Поскольку столкновения являются случайным процессом, то не все малые тела одного размера имеют поверхности одинакового возраста. Зависимость оптических свойств от размера может проявляться только как тенденция. В работе [Binzel et al., 2004] показано, что по мере перехода от стометровых тел к телам пятикилометрового размера действительно статистически наблюдаются подобные изменения, которые соответствуют переходу от Q-астероидов к S-астероидам. Тем самым открывается путь к объяснению связи обыкновенных хондритов с наиболее распространенным на внутреннем крае пояса и среди АСЗ классом астероидов.

Другим веским подтверждением этой связи явились результаты исследования достаточно типичного S-астероида (433) Eros с помощью космического аппарата NEAR. По данным различных приборов, установленных на аппарате, элементный состав Эроса согласуется с составом обыкновенных хондритов, хотя зафиксирован недостаток серы. Вещество Эроса может быть подобным обыкновенным хондритам, хотя отнести его состав к определенной петрологической группе не удается [Chang, 2002].

В разделе 3.7 указывалось, что существуют вполне определенные динамические пути переноса вещества астероидов и комет из области Главного пояса в область движения планет земной группы. В работе [Binzel et al., 2004] эта связь между различными областями в поясе астероидов и различными группами АСЗ прослежена с точки зрения их физических свойств и минералогического состава. Так, например, АСЗ типа E происходят из областей вблизи внутреннего края Главного пояса (район группы Венгрии), АСЗ типа С происходят из центральной и внешней частей пояса, АСЗ типа Р — из внешней части пояса. Небольшие по размеру астероиды типа V, встречающиеся почти исключительно среди АСЗ, попали в этот район посредством мощных и «быстродействующих» резонансов ν 6и 3:1, о чем свидетельствует их отсутствие среди марс-кроссеров. Их происхождение, скорее всего, связано с астероидом (4) Веста, имеющим тот же самый таксономический тип. Определенные выводы делаются также относительно вклада комет в популяцию АСЗ. Среди АСЗ типов С, D и Х c низким альбедо преобладают астероиды,

имеющие так называемую постоянную Тиссерана, меньшую или равную 3 (такое значение постоянной может являться результатом гравитационного взаимодействия тела с Юпитером при их тесном сближении; оно характерно для комет семейства Юпитера). По оценкам авторов работы, до 10–18 % популяции АСЗ в пределах любого заданного диаметра могут являться угасшими кометами. Ранее упоминалось, что в работе [Bottke et al., 2002] вклад комет семейства Юпитера в АСЗ оценивался в 6 %. Видимое противоречие с результатами [Binzel et al., 2004] объясняется тем, что в первом случае подсчеты делались в пределах заданной звездной величины. Учет поправки за наблюдательную селекцию делает обе оценки эквивалентными [Lupishko et al., 2007].