2.2. Происхождение малых тел, их эволюционная взаимосвязь

 
Какою ты стихией порожден?
Все по одной отбрасывают тени,
А за тобою вьется миллион
Твоих теней, подобий, отражений.
 

У. Шекспир. Сонет 53

В рамках стандартного сценария образования Солнечной системы формирование каменных и ледяных астероидов находит естественное объяснение – это своего рода остатки строительного материала планетной системы Солнца. На рис. 2.6 показаны стадии формирования нашей планетной системы из околосолнечного протопланетного диска.

Рис. 2.6. Стандартная модель эволюции газопылевого допланетного диска около молодого Солнца [Левин, 1964; Витязев и др., 1990]

На этом рисунке слева сверху вниз показаны следующие фазы эволюции протопланетной системы: опускание пыли к центральной плоскости и образование пылевого субдиска (1); уплощение пылевого субдиска (2); развитие гравитационной неустойчивости в нем и его распад на пылевые сгущения (3); сжатие пылевых сгущений и образования роя плотных тел астероидных размеров (4). Справа – объединение планетезималей в планеты: появление крупных тел (5); рост относительных скоростей планетезималей (6); ударный нагрев, сильный метаморфизм, плавление и испарение вещества и его реконденсация; диссипация газа из Солнечной системы и аккреция его на Юпитер и Сатурн, выброс планетами-гигантами малых каменно-ледяных тел на периферию Солнечной системы (образование облака Оорта) (7), завершение процесса формирования планет и спутниковых систем, пояса астероидов, образование тел пояса Койпера из вещества окраинных областей допланетного диска (8) [Левин, 1964; Витязев и др., 1990].

Длительности стадий согласно динамическим оценкам, подтвержденным позже космохронометрией, составляют:

1, 2 – ∼ 100 000 лет

3, 4 – ∼ 1 000 000 лет

5, 6 – ∼ 10 000 000 лет

7, 8 – ∼ 100 000 000 лет.

Сегодня Главный пояс астероидов, расположенный в области 2,5–3,7 а.е. и состоящий из нескольких крупных сфероидальных тел (Церера, Паллада, Юнона, Веста и др.) и множества «мелких» каменных, часто обломочного характера, тел, рассматривается как реликт эпохи формирования планет на границе планет земной группы и Юпитера («несостоявшаяся планета»). В этой зоне сохранилось не более нескольких процентов первичного твердого вещества. Наблюдаемый градиент состава так называемых астероидов типа

«S», «C», «М» и т. д. (подробнее см. главу 3) указывает либо на неполное перемешивание в этой зоне, либо (что менее вероятно) на особенности поздней конденсации на поверхности сформировавшихся тел.

Кометные ядра – своего рода «ледяные астероиды» – образовались в районе планет-гигантов, по-видимому, вследствие гравитационной неустойчивости субдиска «грязной ледяной пыли» и так же, как первичные каменные сгущения, прошли через стадии коагуляции, уплотнения и дробления. С ростом массивных тел в зоне планет-гигантов относительные скорости тел возросли настолько, что эксцентриситеты и наклоны орбит тел достигли критических значений ∼ 1/3, что, наряду с прохождениями звезд вблизи формирующейся Солнечной системы, приводило к выбросу их на периферию системы и формированию облака Оорта (см. рис. 2.7 на вклейке).

В настоящее время довольно распространено мнение, что тела километровых размеров, которые принято называть планетезималями, образуются в результате объединения более мелких тел при столкновениях. Это относится и к каменным телам в поясе астероидов, и к ледяным телам на периферии Солнечной системы [Weidenschilling, 1997]. Однако имеющиеся экспериментальные данные о слипании пылевых частиц в условиях очень разреженного газа (при давлениях ≤ 10^-3 бар), характерных для протопланетного диска, показывают, что вероятность слипания резко падает с увеличением размеров частиц. Альтернативный механизм образования планетезималей в транснептуновой области – гравитационная неустойчивость плотного слоя мелких тел (дециметровых и меньших размеров), сформировавшегося в средней плоскости газопылевого протопланетного диска, окружавшего молодое Солнце. Работы [Сафронов, 1994; 1996] и [Макалкин, Зиглина, 2003] позволили оценить характерные времена образования планетезималей, их характерные размеры и сделать некоторые выводы об их структуре.

В целом можно считать, что существующие эволюционные модели околозвездных газово-пылевых дисков объясняют ранние стадии формирования планетных систем. Малые тела играли важнейшую роль, более того, многие из них несут в себе информацию о первичных условиях процесса планетообразования.

Согласно современным представлениям, образование планет начинается в центре протопланетного диска и со временем распространяется на его периферию, очищая окрестности звезды от пыли. Есть наблюдательные подтверждения этого. Так, исследование инфракрасного спектра звезды типа Т Тельца (TW Гидры) с возрастом 10⁷ лет показало, что пыль в околозвездной зоне с радиусом около 4 а.е. отсутствует [Calvet et al., 2002]. Согласно этой работе, расстояние в 4 а.е. совпадает с ожидаемым размером зоны, в которой успели сформироваться планеты в протяженном (около 100 а.е.) пылевом диске, окружающем эту звезду. Если принять массу звезды равной массе Солнца, а массу диска равной 0,06 массы Солнца, то положение «фронта» активного планетообразования оказывается совпадающим с положением Плутона, который являет собой пример планеты на стадии формирования. За фронтом планетообразования расположен протяженный пылевой диск, во внутренних

частях которого встречаются планетезимали с размерами в сотни километров – непосредственный строительный материал для будущих планет.

Процесс планетообразования в околозвездных газово-пылевых дисках, подобных тому, что существовал в протосолнечной окрестности, формирует околозвездную планетную систему с радиусом 40–50 a.e., окруженную протяженным (в несколько сотен а.е.) газово-пылевым диском. Действительно, планетные системы, обнаруженные к настоящему времени в окрестностях Солнечной системы, как правило, обнаруживают в инфракрасном диапазоне спектра протяженные пылевые диски такого размера. Естественно, что на границе этих областей имеется много протопланетных тел с размерами от нескольких километров до тысячи километров, называемых в Солнечной системе астероидами, хотя в их состав входит большое количество летучих веществ, что роднит их по составу с ядрами комет. Эта дискообразная зона в Солнечной системе получила название «пояс Койпера».

Облако Оорта в настоящее время представляет собой «резервуар комет» из объектов с перигелийными расстояниями, бо́льшими 30 а.е., и большими полуосями, превышающими несколько тысяч астрономических единиц. До самого последнего времени объекты облака Оорта были доступны обнаружению только в перигелиях их орбит. Предпринимаются попытки обнаружения этих объектов на границах облака Оорта по затмению ими звезд фона [Cooray, 2003].

2.3. Связь и различия между малыми телами

 
Порой в великой книге тайн природы
Мне удается кое-что прочесть.
 

У. Шекспир. «Антоний и Клеопатра»

Как было отмечено ранее, согласно общепринятой гипотезе, кометы являются остатками протопланетного вещества, не вошедшего в состав планет. Считается, что облако Оорта на окраине Солнечной системы – это «склад» кометных ядер. Возмущения от близко проходящих к Солнцу звезд или газопылевых скоплений преобразуют отдельные орбиты ядер комет из облака Оорта в орбиты, проходящие вблизи больших планет. Большие планеты могут еще сильнее изменить орбиты и направить ядра внутрь планетной системы.

Метеороиды образуются при разрушении ядер комет и астероидов. Однако вполне вероятно, что незначительная часть современной популяции метеороидов была выброшена со спутников больших планет, с Меркурия или Марса. Нельзя исключить и возможность попадания в Солнечную систему метеороидов из других звездных систем.

Распад ядер комет в окрестности перигелия – наиболее вероятный путь образования метеороидного роя. Конечно, возможно образование роя и при катастрофических процессах: разрушении ядра кометы под действием приливных, центробежных или иных сил и при возможных столкновениях с астероидами или крупными метеороидами, но эти процессы представляются менее эффективными.

Существование метеорных потоков, связанных с астероидами Гермес (1937 UB), (1862) Аполлон и (2101) Адонис, было выявлено немецким астрономом К. Гоффмейстером в 1948 г. Новые взаимосвязи метеороидных роев с кометами и астероидами, выявленные в последнее десятилетие, а также исследования физических и динамических свойств малых тел позволяют лучше понять их природу и процессы, происходившие и происходящие в настоящее время в Солнечной системе. Надо иметь в виду, что эволюционные процессы могут уничтожить информацию о деталях процесса образования метеороидного роя.

Несомненно, что при столкновениях астероидов между собой, а также с метеорными телами происходит их разрушение, и часть вещества в виде пыли и более крупных осколков продолжает существовать самостоятельно, двигаясь вокруг Солнца по различным орбитам.

В начале XX в. К. Хираяма [Hirayama, 1918] обратил внимание на группирование некоторых астероидов Главного пояса по так называемым собственным элементам орбит, т. е. элементам орбит, откорректированным с учетом влияния вековых планетных возмущений. С этой точки зрения семейства Хираямы можно назвать роями астероидов. Считается, что эти семейства образовались в результате разрушительных столкновений в Главном поясе астероидов.

В 1989 г. инфракрасный астрономический спутник IRAS зарегистрировал пылевые пояса, связанные с семействами астероидов Хираямы. На этом основании можно утверждать, что астероиды способны производить и много мелких частиц, т. е. образовывать метеороидные рои.

Некоторые метеорные и болидные потоки могут иметь астероидное происхождение и служить потенциальным источником метеоритов. Для большинства метеорных потоков были вычислены распределения метеорных тел по массам в зависимости от расстояния до радианта потока. Эти данные свидетельствуют о том, что некоторые метеорные потоки вполне могут содержать крупные тела, которые могли бы породить такое явление, как Тунгусский метеорит, т. е. иметь размеры в несколько десятков метров.

Среди метеороидов, ставших метеоритами, преобладают каменные, они составляют примерно 92,8 % падающих на Землю метеоритов; 5,7 % – железные, а остальные 1,5 % – железно-каменные.

При сравнении астероидов и комет возникает вопрос – в чем же принципиальная разница? Можно рассматривать кометную активность как явление испарения вещества с поверхности тела. Если в момент обнаружения объект проявляет кометные свойства, то это тело считается кометой и ему дается имя первооткрывателей; если же в этот момент тело уже (или еще) не проявляло кометных свойств, то дается предварительное обозначение, как для астероида. Впоследствии объект может поменять свой статус и оказаться астероидом, проявляющим кометные свойства (в каталогах уже есть примеры таких объектов).

2.4. Миграция малых тел в Солнечной системе

 
В пространстве мировом, среди метеоритов,
Обильных никелем, железом, как руда,
Среди загадочных чужих для нас хондритов
Извечно носятся, блуждая, глыбы льда.
. . . . . . . . . . . . . . . .
Порой одни из них в бессмертности движения
Скрестят свои пути с орбитою земной.
 

П. Драверт

Все малые тела Солнечной системы мигрируют, изменяя свои первоначальные орбиты под воздействием других тел. Поэтому можно привести лишь «мгновенный» снимок Солнечной системы, указав все известные нам объекты и области их возможного движения. Например, на рис. 2.8 (см. вклейку) приведен «мгновенный снимок» внутренней части Солнечной системы. На ряде сайтов, включая http://www.cfa.harvard.edu, можно найти анимации, на которых демонстрируется движение малых тел Солнечной системы (разумеется, ускоренно). Даже на такой схематической анимационной картине видно, насколько сложными и разнообразными могут быть орбиты. В реальности картина намного сложнее, поскольку орбиты не являются неизменными, а могут испытывать (иногда очень сильные) изменения. Если такие изменения достаточно существенны, они приводят к миграции.

За время своего существования орбита малого тела претерпевает сильные изменения, особенно в том случае, если имеются близкие прохождения вблизи планет. Динамика малых тел описана в главах 3, 4 и 7.