Современные наблюдательные данные о физико-химическом составе планет и кометно-астероидном компоненте позволяют предложить следующий наиболее вероятный сценарий их образования в процессе формирования Солнца и самой солнечной системы
Около 10 млрд. лет тому назад протозвездное облако, из которого впоследствие родилось Солнце и планеты, представляло собой квазисферическое образование, состоящее на 75% из водорода и 25% — из гелия-4, а на долю всех остальных элементов приходилась лишь незначительная часть массы облака. Тем не менее, несмотря на относительно малый вклад в плотность протозвездной материи, роль этих тяжелых элементов была определяющей в динамике охлаждения вещества. Физикам и химикам хорошо известен тот факт, что чем выше атомный номер химического элемента, тем легче возбуждается его электронная оболочка. Это возбуждение сопровождается высвечиванием квантов электромагнитного излучения, уносящих энергию, затраченную на возбуждение атома. Собственно, этот механизм определяет тепловой режим протосолнечного облака, приводя к уменьшению его температуры
Наряду с охлаждением, протосолнечное облако сжимается под действием собственной гравитации вещества, сопровождающемся нарастанием плотности в центре облака. Рост плотности приводит к разогреву центральной части облака до сверхвысоких температур, когда возможно " включение" реакций термоядерного синтеза элементов. При этом между гравитацией и давлением вещества в центральной части облака устанавливается баланс, характеризующий первую фазу формирования нашего Солнца
А что в этот период происходит на перифирии протосолнечного облака? Многочисленные расчеты и компьютерные эксперименты позволяют сделать вывод о том, что на фазе формирования ядра внешние области облака имеют сложную многофазную структуру
Прежде всего, в области ядра возникает зона аккреции (натекания) окружающего вещества на центральное образование, приводящее к увеличению его массы. Выделяющаяся в результате сжатия ядра энергия формирует область сильной ионизации, расширяющуюся к периферии облака. Под действием излучения вещество " выдувается " к периферии и собирается в плотную оболочку — пылевой кокон, простирающийся вплоть до внешней границы облака. При этом относительно слабое вращение протозвездого облака в начале сжатия, по мере формирования плотной центральной зоны будет уси- ливаться и приводить к сплющиванию всей системы в тороидальное образование
Компьютерное моделирование позволяет выделить несколько характерных этапов этого процесса. На первой (1) фазе баланс между гравитацией, давлением и вращением вещества приводит к образованию сначала толстого, а затем все более уплощающегося диска. Далее в диске происходит фрагментация вещества на сгустки пыли (2-3). Спустя примерно миллион лет пылевые сгустки слипаются в компактые тела астероидных размеров с близким к пылевому физико-химическим состававом (4). После этого примерно еще 100 млн.лет рой астероидов испытывает интенсивное перемешивание, сопровождающееся дроблением более крупных объектов и объединением (слипанием) мелких. На этой фазе (5), собственно и формируются зародыши планет земной группы — Меркурия, Венеры, Марса и Земли. После этого, примерно еще за 200 млн. лет (6) сформировались планеты группы Юпитера, аккрецировав на себя газ, не вошедший в менее массивные планеты земной группы. И, наконец, еще через 1 млрд. лет образуются самые удаленные от Солнца планеты — Нептун и Плутон, завершающие процесс формирования солнечной системы как целого
Из этого сценария становится ясно, что астероиды и кометы — это остатки роя протопланетных тел, причем астероиды — это каменистые образования внутренней околосолнечной зоны, породившей планеты земной группы, а кометы — это каменно-ледяные образования, генетически связанные с зоной планет-гигантов. Но наиболее примечательно, что в процессе формирования планет группы Юпитера, планеты-гиганты Юпитер и Сатурн выполнили роль своеобразных«чистильщиков» солнечной системы, своим гравитационным полем выбросив малые протопланетные сгустки на дальнюю периферию солнечной системы. Таким образом, солнечная система оказалась окружена роем каменно-ледяных тел, простирающимся на расстояния от 20000 до 200000 радиусов орбит Земли вокруг Солнца ( как не удивиться «специальной» подготовке Земли для зарождения на ней биологической жизни и как не удивиться преклонению древних не только Солнцу, но и Юпитеру!)
Любопытно, что еще в 1950 году выдающийся голландский астроном Ян Оорт, анализируя орбиты движения 19 долгопериодических комет, задолго до эпохи компьютерного моделирования и беспилотной миссии к комете Галлея, высказал предположение о необходимости существования коментного пояса на периферии Солнечной системы. За прошедшие почти 50 лет список известных комет увеличился практически на порядок, а их траектории прекрасно согласуются с представлениями о существовании кометного пояса. Далее, следуя традиции, этот кометный пояс солнечной системы мы будем называть «облаком Оорта»
Насколько же массивно облако Оорта? По современным данным его масса оказывается весьма невелика — примерно 10% массы Земли приходится на сто миллиардов ядер комет. Отсюда легко определить массу «типичного » кометного ядра — около ста миллиардов тонн, хотя в мире комет существуют как «карлики»(массой до миллиарда тонн), так и «гиганты» (до ста тысяч миллиардов тонн!). Однако и «карлики» и «гиганты» движутся в солнечной системе по эллиптическим орбитам, в полном соответствии с законами механики и теории гравитации. Эти же законы предсказывают, что орбиты комет являются устойчивыми, т.е. подобно планетам, ядра комет совершают свой круговорот на периферии солнечной системы в облаке Оорта. Но тогда почему же мы встречаем их во внутренних областях солнечной системы? Для ответа на этот вопрос нам потребуется сделать следующий шаг в понимании устройства солнечной системы и ее места в нашей Галактике NEAR совершил посадку на Эрос ( 14 февраля 2001 г. )
Преодолев за пять лет более 3 миллиардов километров, исследовательский зонд NEAR Shoemaker достиг астероида Эрос. Посадка на поверхность астероида продолжалась четыре часа, в течение которых зонд передавал данные на Землю. В течение прошлого года NEAR обращался по орбите вокруг астероида. Своей формой астероид напоминает картофелину, его длина составляет 33,6 км
Этот исследовательский зонд не разрабатывался как посадочная ступень. Поскольку слабое поле силы тяжести астероида притягивало зонд к поверхности, замедляя его движение, было интересно получить фотографии поверхности астероида во время снижения корабля. Зонд успел передать детальные снимки крупным планом, прежде чем его связь с Землей прервалась в результате разрушения при посадке Форма и вращение астероидов
Астероиды так малы, что сила тяжести на них ничтожна. Она не в состоянии придать им форму шара, какую придает планетам и их большим спутникам, сминая и утрамбовывая их вещество. Большую роль при этом играет явление текучести. Высокие горы на Земле у подошвы «расползаются», так как прочность пород оказывается недостаточной для того, чтобы выдержать нагрузки во многие тонны на 1 см3, и камень, не дробясь, не раскалываясь, течет, хотя и очень медленно
На астероидах поперечником до 300-400 км из-за малого веса там пород подобное явление текучести вовсе отсутствует, а на самых крупных астероидах оно происходит чрезвычайно медленно, да и то лишь в их недрах. Поэтому «утрамбованы» силой тяжести могут быть лишь глубокие недра немногих крупных астероидов. Если вещество астероидов не проходило стадии плавления, то оно должно было остаться «плохо упакованным», примерно, каким возникло на стадии аккумуляции в протопланетном облаке. Только столкновения тел друг с другом могли привести к тому, что вещество постепенно уминалось, становясь менее рыхлым. Впрочем, новые столкновения должны были дробить спрессованное вещество
Малая сила тяжести позволяет разбитым астероидам существовать в виде агрегатов, состоящих из отдельных блоков, удерживающихся друг около друга силами тяготения, но не сливающихся друг с другом. По той же причине не сливаются с ними и опустившиеся на поверхность астероидов их спутники. Луна и Земля, соприкоснувшись друг с другом, слслись бы, как сливаются (хотя и по другой причине) соприкоснувшиеся капли, и через некоторое время получилось бы одно, тоже шарообразное тело, по форме которого нельзя было бы догадаться, из чего оно получилось. Впрочем, все планеты Солнечной системы на закючительном этапе формирования вбирали в себя довольно крупные тела, не сумевшие превратиться в самостоятельные планеты или спутники. Теперь их следов уже нет
Лишь самые крупные астероиды могут сохранять свою шарообразную форму, приобретенную в период формирования, если им удастся избежать столкновения с немногочисленными телами сравнимых размеров. Столкновения с более мелкими телами не смогут существенно изменить ее. Мелкие же астероиды должны иметь и действительно имеют неправильную форму, сложившуюся в результате многих столкновений и не подвергавшуюся в дальнейшем выравниванию под действием силы тяжести. Кратеры, возникшие на поверхности даже самых крупных астероидов при столкновении с мелкими телами, «не заплывают» с течением времени. Они сохраняются др тех пор, пока не будут стерты при следющих ударах об астероид мелких тел, или сразу уничтожены ударом крупного тела. Поэтому горы на астероидах могут быть гораздо выше, а впадины гораздо глубже, чем на Земле и других планетах: среднее отклонение от уровня сглаженной поверхности на крупных астроидах составляет 10 км и более, о чем свидетельствуют радиолокационные наблюдения астероидов
Неправильная форма астероидов подтверждается и тем, что их блеск необычайно быстро падает с ростом фазового угла. У Луны и Меркурия аналогичное уменьшение блеска вполне объясняется только уменьшением видимой с Земли доли освещенной Солнцем поверхности: тени гор и впадин оказывают слабое влияние на общий блеск. Иначе обстоит дело с астероидами. Одним лишь изменением освещенной Солнцем доли поверхности астероида столь быстрое изменение их блеска, которое наблюдается, объяснить нельзя. Основная причина (особенно у астероидов малых размеров) такого характера изменения блеска заключается в их неправильной форме и крайней степени изрытости, из-за чего на освещенной Солнцем стороне одни участки поверхности экранируют другие от солнечных лучей Температура астероидов
Астероиды — насквозь холодные, безжизненные тела. В далеком пршлом их недра могли быть теплыми и даже горячими за счет радиоактивных или каких-то иных источников тепла. С тех пор они уже давно остыли. Впрочем, внутренний жар никогда не согревал поверхности: поток тепла из недр был неощутимо мал. Поверхностные слои оставались холодными, и лишь столкновения время от времени вызывали кратковременный локальный разогрев
Единственным постоянным источником тепла для астероидов остается Солнце, далекое и поэтому греющее очень плохо. Нагретый астероид излучает в космическое пространство тепловую энергию, причем тем интенсивнее, чем сильнее от нагрет. Потери покрываются поглощаемой частью солнечной энергии, падающей на астероид, которая убывает обратно пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния. Опираясь на эти рассуждения и используя закон Стефана-Больцмана, получили, что у С-астероидов на расстоянии 2,76 а. е. от Солнца (среднее расстояние Цереры) максимальная температура в подсолнечной точке достигает 170 К, а на расстоянии 5,2 а. е. (среднее расстояние троянцев) — 125 К. Светлые S-астероиды согреваются хуже, потому что из-за большого альбедо они поглощают примарно на 10% меньше солнечной энергии. Такие светлые астероиды, как Веста, поглощают примерно на 20% меньше солнечной энергии
Если усреднить температуру по всей освещенной поверхности, получим, что у астероидов сферической формы средняя температура освещенной поверхности в 1,2 раза ниже, чем температура в подсолнечной точке
Из-за вращения астероидов температура их поверхности быстро меняется. Нагретые Солнцем участки поверхности быстро остывают из-за низкой теплоемкости и малой теплопроводности слагающего их вещества. В разультате по поверхности астероида бежит тепловая волна. Она быстро затухает с глубиной, не проникая в глубину даже на несколько десятков сантиметров. Глубже температура вещества оказывается практически постоянной, такой же, как в недрах астероида — на несколько десятков градусов ниже средней температуры освещенной Солнцем поверхности. У тел, движущихся в кольце астероидов, ее грубо можно принять равной 100-150 К
Как ни мала тепловая инерция поверхностных слоев астероида, все же, если быть совсем строгими, то следует сказать, что температура не успевает принимать равновесного значения с изменением условий освещения. Утренняя сторона, не успевая согреваться, всешда чуть-чуть холоднее, чем следовало бы, а вечерняя сторона оказывается чуть-чуть теплее, не успевая остывать. Относительно подсолнечной точки возникает легкая асимметрия в распределении температур
Максимум теплового излучения астероидов лежит в области длин волн порядка 20 мкм. Поэтому их инфракрасные спектры должны выглядеть как непрерывное излучение с интенсивностью, монотонно убывающей в обе стороны от максимума. Это подтверждается наблюдениями 10 Гигии, 39 Летиции и 40 Гармонии, проведенными О. Хансеном в диапазоне 8-20 мкм. Однако, когда Хансен попытался на основании этих наблюдений определить температуру астероидов, она оказалась выше расчетной (около 240 К), и причина этого до сих пор не ясна
Низкая температура тел, движущихся в кольце астероидов, означает, что диффузия в астероидном веществе «заморожена». Атомы не способны покидать свои места. Их взаимное расположение сохраняется неизменным на протяжении миллиардов лет. Только благодаря этому мы можем изучать особенности расположения, возникшие в пылинках еще до вхождения в астероид, исследовать тонкие каналы — треки, пробитые частицами космических лучей в астероидом веществе, находившемся когда-то на повехности этих тел, а потом замурованном в метеоритах, обнаруживать на поверхности отдельных частиц, извлеченных из метеоритов, крошечные кратерочки микронных размеров, созданных столкнувшимися с ними пылинками. Изоляция способна вызвать к жизни диффузию только у тех астероидов, которые движутся по орбитам с малыми перигелийными расстояниями (благодаря чему сильно приближаются к Солнцу), но лишь в поверхностных слоях и на короткое время. Следы такой диффузии несомненно несет в себе приповерхностное вещество астероида Икар. Ведь в перигелии поверхность Икара нагревается примерно до 1000 К
Вещество тех метеоритов, которые приближались к Солнцу, например, метеоритов Вашугал, Старое Песьяное и других (о чем можно судить, исследуя орбиты метеоритов), тоже должно носить следы такой диффузии следы кратковременного, но неоднократно повторяющегося нагрева. Эти следы пока не идентифицированы, но, может быть, размороженная на время диффузии явилась причиной аномально коротких (как бы отожженных) треков от космических лучей, обнаруженных в метеорите Марьялахти советскими исследователями В. П. Перелыгиным и другими. Состав астероидного вещества
Метеориты крайне разнообразны, как разнообразны и их родительские тела — астероиды. В то же время поражает убогость их минералогического состава. Метеориты состоят, в основном, из железо-магнезиальных силикатов — оливинов и пироксенов разного состава, от почти чистого фаялита и ферросилита, не содержащих магния, до почти чистого форстерита и энстанита, не содержащих железа. Они присутствуют в виде мелких кристалликов или в виде стекла, обычно частично перекристаллизованного. Другой основной компонент — никелистое железо, которое представляет собой твердый раствор никеля в железе, и, как в любом растворе, содержание никеля в железе бывает различно — от 6-7% до 30-50%. Изредка встречается и безникелистое железо
Иногда в значительных колличествах присутствуют сульфиды железа. Прочие же минералы находятся в малых количествах. Удалось выявить всего около 150 минералов, и, хотя даже теперь открывают все новые и новые, ясно, что число минералов метеоритов очень мало по стравнению с обилием их в горных породах Земли, где их выявлено более 1000. Это свидетельствует о примитивном, неразвитом характере метеоритного вещества. Многие минералы присутствуют не во всех метеоритах, а лишь в некоторых из них
Наиболее распространены среди метеоритов хондриты. Это каменные метеориты от светлосерой до очень темной окраски с удивительной структурой: они содержат округлые зерна — хондры, иногда хорошо видимые на поверхности разлома и легко выкрашивающиеся из метеорита. Размеры хондр различны — от микроскопических до сантиметровых. Они занимают значительный объем метеорита, иногда до половины его, и слабо сцементированы междхондровым веществомматрицей. Состав матрицы бывает идентичен с составом хондр, а иногда и отличается от него. В межхондровом веществе нередко находят разбитые хондры и их обломки. Такая структура присуща только метеоритам (причем многим из них !) и не встречается больше нигде. Сложенные, в основном, железо-магнезиальными силикатами, хондриты содержат и мелкодисперсное никелистое железо, сульфиды и другие минералы
По поводу происхождения хондр существует много гипотез, но все они спорные. Короче говоря, происхождение хондр до сих пор не известно. Различают HH, H, L и LL-хондритыс очень высоким, низким и очень низким содержанием свободного металлического железа. Соответственно, при переходе от одного класса к другому убывает и общее содержание железа (свободного и входящего в силикаты). Кроме того, выделяют группу E-хондритов, в которых почти все железл находится в свободном состоянии, так что силикатам достается почти один магний, а также группу углистых С-хондритов, в которых очень мало железа, но почти все оно находится в силикатах. Формирование астероидов
В период формирования Солнца условия в протопланетом диске не были, конечно, одинаковыми на разных расстояниях от Солнца и менялись с течением времени. Вещество оставалось холодным только вдали от Солнца. Вблизи него было сильно прогрето и пыль подвергалась полному или частичному испарению. Лишь позднее, когда газ остыл, она сконденсировалась снова, но большая часть летучих веществ, содержащихся в межзвездных пылинках, оказалась потеряна и в новую пыль уже не вошла. Эволюция протопланетного диска привела к формированию в нем планетезималей, из которых потом выросли планеты. Состав планетезималей, формировавшихся на разных гелиоцентрических расстояниях, из-за разного состава пыли, пошедшей на их постройку, был различным
Так уж случилось, что астероиды — это планетезимали, сформировавшиеся на границе горячей и холодной зоны протопланетного диска, сохранившиеся до наших дней. Хотя кольцо астероидов имеет небольшую протяженность (всего около 1 а. е.), различие условий в нем было, по-видимому, достаточным, чтобы сформировать непохожие друг на друга S- и С-астероиды. Вполне логично думать, что S-астероиды сформировались в более теплой зоне, на меньших гелиоцентрических расстояниях, чем С-астероиды, а теперь медленно перемешиваются. Однако, поскольку вообще сохранились лишь те тела, которые сформировались на наиболее усчтойчивых орбитах, полного перемешивания их за истекшие 4,5 млрд. лет не произошло. Поэтому-то до сих пор С-астероиды тяготеют к внешней часи кольца, а S-астероиды — к внктренней. Но, сталкиваясь друг с другом, они загрязняют поверхность друг друга своим веществом, и, вероятно, поэтому цвет S- и C-астероидов медленно меняется с гелиоцентрическим расстоянием
Астероиды формировались в протопланетном облаке как рыхлые агрегаты. Малая сила тяжести не могла спрессовать сгустившиеся из пыли планетезимали. За счет радиоактивного тепла они разогревались. Этот разогрев, как показали расчеты Дж. Вуда, шел весьма эффективно: ведь рыхлые тела хорошо удерживают тепло. Разогрев начался еще на стадии роста астероидов. Их вещество в центральных частях грелось, спекалось, и, может быть, даже плавилось, а на поверхности астероидов все еще продолжала высыпаться пыль, пополняя рыхлый, теплоизолирующий слой. Основным источником разогрева сейчас принято считать алюминий-26, тот самый алюминий-26, который за миллион лет до формирования астероидов был впрыснут вместе с веществом сверхновой звезды в протосолнечную туманность
Столкновения астероидов между собой на первых порах тоже вели к уплотнению их вещества. Астероиды становились компактными телами. Но в дальнейшем возмущения от выросших ланет привели к росту скоростей, с которыми происходили столкновения. В результате уже более или менее компактные тела были разбиты. Столкновения повторялись неоднократно, дробя, встряхивая, перемешивая, сваривая обломки, и снова дробя. Вот почему современные астероиды представляют собой, скорее всего, плохо упакованные глыбы
К земной орбите мелкие астероидные обломки, поступают, конечно, из кольца астероидов. Это происходит благодаря еще не вполне ясному в деталях механизму последовательной резонансной раскачки орбит под действием планетных возмущений. Но раскачка происходит лишь в некоторых зонах кольца. Астероиды из разных мест кольца поступают неодинаково эффективно, и обломки в окрестностях земной орбиты могут вовсе не быть представителями тех объектов, которые движутся за орбитой Марса
А в земной атмосфере выживают только самые медленные и самые прочные из них, что приводит к дальнейшему отбору. Поэтому в наших коллекциях, несомненно, отсутствуют многие разновидности астероидного вещества, и, возможно, что представление об астероидном веществе, как о веществе плотном и компактном, не что иное, как устаревшее, навеянное метеоритами заблуждение.