МАЛЫЕ ПЛАНЕТЫ

Малые планеты, иначе именуемые астероидами, числом во много десятков тысяч (из них закаталогизировано более 3540), можно рассматривать вместе с малыми телами Солнечной системы (глава IX). Однако их совокупность образует кольцо, лежащее близ основной плоскости Солнечной системы, занимая место между Марсом и Юпитером, которое вполне могло бы принадлежать самостоятельной планете (их среднее расстояние от Солнца составляет 2,9 а. е.). Заслуживает внимания гипотеза о том, что они и представляют собой обломки некогда существовавшей пятой (считая от Солнца), сравнительно небольшой планеты земного типа. Гипотеза эта основывается на некоторых общих свойствах орбитального движения астероидов. Впрочем, существует довольно много астероидов, преимущественно малого размера и малой массы, движение которых выпадает из общих закономерностей: одни из них в афелии забираются далеко за орбиту Юпитера, а другие в перигелии заходят внутрь орбиты Марса, Земли и даже Меркурия. Это так называемая группа Аполлона. В нее входят астероиды Эрот, Аполлон, Гермес, Амур, Икар, Географ и Фаэтон, орбита которого характеризуется рекордно большим эксцентриситетом и наименьшим расстоянием в перигелии ; однако его среднее расстояние от Солнца , а в афелии он заходит далеко за пределы орбиты Марса. Диаметр его около 5 км.

В 1976 г. были открыты сразу два астероида — Атон и Хатор — с большой полуосью орбиты, меньшей 1 а. е., однако их орбиты пролегают и за земной орбитой вследствие большого эксцентриситета. Накануне открытия астероид Хатор прошел на расстоянии всего 1,15 млн км от Земли, побив рекорд сближения, случившийся с астероидом Икаром (1566), который подходил к Земле в 1968 г. на расстояние 7 млн. км. Крайний случай противоположного свойства представляет открытый в 1977 г. астероид 1977 . Его довольно сильно эксцентричная орбита заходит далеко за орбиту Сатурна. Ее большая полуось а. е., и в апогее этот астероид подходит близко к орбите Урана. Обнаружен он был только благодаря своим относительно большим размерам: его диаметр около 200 км. Он получил название Хирон.

Лишь самые крупные астероиды (например, Церера, Паллада, Веста) имеют измеримые угловые размеры в несколько десятых долей дуговой секунды, т. е. близко к пределу разрешения крупных телескопов (КПА, § 2).

Конечно, такие измерения могут быть ошибочны на 10—15% в ту или другую сторону. Единственный способ проверки этих измерений состоит в определении продолжительности покрытия звезд диском планеты, так как скорость углового перемещения планеты среди звезд всегда точно известна. Покрытие может быть нецентральным, поэтому такой способ дает минимальные размеры диска планеты. Так, например, микрометренные измерения дают для диаметра планеты Паллады (2) 490 км, а из покрытия Палладой звезды найдено значение 430 км. У планеты Цереры (1) измеренный диаметр равен 740 км, а покрытие дало 110 км. Очевидно, при этом покрытии центо Цереры прошел довольно далеко от звезды.

С помощью измеренных радиусов четырех самых ярких и крупных астероидов определены их геометрические альбедо . Они оказались весьма различными — от 0,08 для Цереры (1) до 0,31 для Весты (4).

Однако определение размеров и альбедо астероидов с помощью их далекого инфракрасного излучения показало, что ранее измеренные угловые, а вместе с ними и линейные размеры астероидов значительно занижены, а альбедо их, наоборот, завышены.

Разработанная в последние годы до высокой степени совершенства инфракрасная техника позволила измерить потоки F собственного теплового излучения многих малых планет, включая и весьма слабые, в области 10 мкм и 20 мкм. Эта область отличается тем, что для тел с температурой 100—300 К отношение потоков в указанных длинах волн очень чувствительно к температуре. Полагая излучение серым, т. е. считая, что коэффициент излучения а (см. с. 486) не зависит от длины волны, можно вывести отношение

где — функция Планка, откуда путем логарифмирования легко и с минимумом предположений выводится температура Т. Это будет средняя цветовая температура Т дневной стороны диска планеты, обращенного к Земле.

Уже одного из двух значений потока, или , достаточно для определения радиуса планеты р, так как

откуда

на этот раз — с неизвестным а. Однако можно с большой надежностью положить а = 1,0 или 0,9. С другой стороны, можно проверить принятое значение Т с помощью формулы (33.40), в которой зависимость от невелика, но зато требуется знать болометрическое альбедо, которое также можно аппроксимировать величиной визуального альбедо, или величиной, на 10 % большей либо меньшей (последнее — у очень темных астероидов).

Таким образом, за последние годы были определены радиусы, температуры и альбедо более 700 малых планет. Хотя ряды подобных определений, выполненные на разных обсерваториях, систематически расходятся, расхождения не превышают 20 %. Примерно таковы же и возможные ошибки индивидуальных определений радиусов у отдельных астероидов. В таблице 26 приведены размеры и альбедо нескольких малых планет по независимым измерениям на двух разных обсерваториях, обработанных по-разному. Приведены также их альбедо.

Таблица 26. Физические характеристики некоторых малых планет

Конечно, в дальнейшем эти результаты будут уточняться, в том числе и с помощью космической аппаратуры. Сейчас их значение статистическое, и важнейший вывод из них таков: существует резкое разделение всего ансамбля более 700 астероидов на две группы — темных и светлых; первые имеют геометрическое альбедо от 0,02 до 0,06 с максимумом встречаемости от 0,03 до 0,04, вторые — от 0,09 до 0,40 с максимумом от 0,15 до 0,21.

Кроме того, намечается явное преобладание темных астероидов на больших удалениях от Солнца. Так, в частности, астероиды троянской группы, движущиеся приблизительно по орбите Юпитера, имеют очень низкое альбедо. Таким образом, совокупность малых планет около Солнца не единообразна и, возможно, возникновение и развитие обеих групп тоже шло разными путями.

Различные альбедо в соединении с поляризационными и немногочисленными спектрофотометрическими измерениями указывают на различный минералогический состав поверхности астероидов в этих группах. Темные астероиды подобны углистым метеоритам (см. главу IX), более светлые сходны с каменными метеоритами (базальтовые ахондриты), силикатными по составу, а самые светлые, как, например, (4) Веста, быть может, имеют на поверхности большие металлические включения (железа и никеля). Поляризационные наблюдения малых планет указывают на значительную отрицательную поляризацию при малых фазовых углах, которая сменяется все возрастающей положительной поляризацией после фазового угла (см. рис. 209). Наклон поляризационной кривой в этом месте хорошо коррелирует с величиной альбедо и может служить средством независимого определения альбедо (кроме очень темных астероидов). Наличие отрицательной поляризации указывает на рыхлую поверхность, состоящую из отдельных камней, малых обломков и неслежавшейся крупной пыли, подобно лунному реголиту (см. § 35).

Статистическое моделирование всей совокупности малых планет позволяет считать их не продуктом разрушения одной планеты, а скорее обломками от столкновений нескольких первичных планетоидов, существовавших при зарождении Солнечной системы. Некоторые из этих первичных тел, возможно, существуют и поныне. Их химический состав вблизи и вдали от Солнца был различен.

Общее число астероидов может быть оценено по постепенному нарастанию их числа по мере перехода ко все более слабым астероидам:

Астероиды, видимые в среднюю оппозицию как объекты , имеют радиусы 1/2 км и меньше. Очевидно, что при всей своей многочисленности они не внесут существенный вклад в общую массу астероидов, что же касается более крупных астероидов, то, приписывая им плотность такую же, как у упоминавшихся метеоритов, углистых и базальтовых хондритов, т.е. , найдем, что их суммарная масса достигает всего лишь 1/4000 массы Земли, тогда как самая малая из больших планет, Меркурий, имеет массу всего лишь в 20 раз меньше земной. Приведенные расчеты подкрепляются непосредственными оценками масс самых крупных планет — (1) Цереры, (2) Паллады и (4) Весты: - полученных по взаимным возмущениям их движений. Их плотности получаются соответственно (с погрешностями до 35 %). По числу следов малых планет, обнаруживаемых на фотографиях со светосильными инструментами, можно составить представление о числе астероидов до некоторой предельной видимой звездной величины (в среднюю оппозицию) :

Отсюда получается, что астероидов до имеется свыше 90 тысяч.

Само собой разумеется, что малые планеты не могут удерживать атмосферу, а температуры их лежат обычно в пределах 200—250 К. Очень характерным для малых планет является быстрое осевое вращение. Оно обнаруживается по периодическим изменениям их блеска, которое можно интерпретировать и как эффект фотометрической неоднородности поверхности и как следствие неправильности фигуры астероида, отступления от сферичности. Верно, по-видимому, последнее.

Амплитуда изменений блеска у малых планет бывает весьма различна и даже весьма различна у одной и той же планеты, что вызвано изменением положения оси вращения для земного наблюдателя в процессе орбитального движения планеты и Земли. Очень яркий пример показывает малая планета (433) Эрот, блеск которой меняется в течение 5,27 часа на , а временами остается неизменным — когда его ось вращения направлена к Земле. Его фигуру интерпретируют как трехосный эллипсоид с отношением осей 36 : 15 : 17 км. Весьма сходные результаты дают радиолокационные измерения Эрота: полуоси экватора равны 18,6x7,9 км. А визуально некоторые наблюдатели отмечали во время сближения Эрота с Землей, что астероид имеет форму гантели.

Еще больше амплитуда колебаний блеска у астероида (1620) Географ — от до — с периодом 5,22 часа. Его можно представить себе в виде еловой шишки или цилиндра с закругленными краями и отношением длины к толщине как 4 : 1 при эффективном поперечнике всего лишь в 3 км.

Наоборот, третий из близко встречающихся с Землей астероидов (1566) Икар имеет лишь небольшие колебания блеска — до — с периодом 2,27 часа. Его диаметр не превышает 1 км.

Все эти три астероида, весьма близкие к Солнцу, имеют высокое альбедо, 0,2—0,3, состав их поверхности — металлическое железо + пироксен и оливин. Вероятно, таков же состав упомянутого выше астероида Атона, альбедо которого по поляризационным измерениям равно 0,2, а диаметр — меньше 1 км.

Очень малые астероиды вращаются особенно быстро, у более крупных встречаются чаще всего периоды в 7—15 часов, а у одного из них, (654) Зелинда, — даже 32 часа. Вероятно, периоды вращения меньше двух часов не существуют. По крайней мере углистые хондриты настолько непрочны, что при таких коротких периодах они должны разрушиться под действием центробежных сил.

Остается добавить, что цвет астероидов несколько желтее солнечного, подобно цвету Луны и Меркурия, хотя и бывают исключения.