Физические и динамические свойства астероидных семейств (стр. 2 из 4)
где na – средняя орбитальная скорость. VT , VR ,Vw - являются компонентами вектора скорости выброса по направлению движения, по радиусу орбиты и нормали к орбитальной плоскости. Параметры f и w – истинная аномалия и аргумент перигелия в момент его разрушения. Эти углы заранее неизвестны, и этот факт долго мешал попыткам восстановления начальных полей скорости выброса по наблюдаемым местоположениям членов семейств в пространстве собственных элементов.
С помощью многочисленных числовых моделей Zappalaи др. (1996) [5] была показана возможность построения поля скоростей, особенно когда они не случайны, а могут быть сферическими, эллипсоидальными, коническими и более сложной формы. Основная идея состоит в том, чтобы использовать некоторые безразмерные параметры для оценки наиболее вероятных значений неизвестных углов f и w. Сделать такую модель можно только тогда, когда у нас есть достаточное количество членов. Во многих ситуациях структура поля была найдена, например в случае Весты, Доры, Мерксии и Марии. Восстановленные поля оказываются вообще симметричными и подобными тем, что были получены в лабораторных экспериментах по высокоскоростным соударениям. Следует иметь в виду, что семейства идентифицируются в собственных орбитальных элементах, а формулы Гаусса описывают поведение в пространстве оскулирующих элементов. Однако, согласно Бенджоя и др. (1993) [5] полная структура поля скоростей выброса сохраняется в преобразовании от оскулирующих к собственным элементам. Главный эффект преобразования будет состоять в параллельном переносе всех векторов скорости при сохранении структуры поля.
С одной стороны на длинном временном промежутке постоянство собственных элементов не сохраняется, что делает нахождение поля скоростей сложным. С другой стороны, возможно, что на длинных временных промежутках семейства могут вообще исчезать из-за прогрессивной столкновительной эрозии [11].
Старение собственных элементов подтверждается тем фактом, что конечные значения вычисленных f и w углов оказываются не однородно распределены в пределах изменения их естественного диапазона. Это связано с тем фактом, что большинство семейств, кажется, более удлинены в собственном эксцентриситете и наклонении относительно главной полуоси.
Вычисленные скорости выброса членов семейства оказываются значительно большими.
Динамическое и физическое старение семейств. Орбитальные собственные элементы “e“ , “a” и “i” нельзя считать строго постоянными, потому, что они изменяются медленно на временной шкале порядка 10–100 млн. лет. Выведенные кинематические свойства семейства (включая реконструкцию их первоначальных полей скорости выброса) должны медленно изменятся со временем, начиная с момента формирования семейства. Однако это всё же позволяет выделять сегодня множество семейств в пространстве собственных элементов, и получать информацию относительно столкновительного события, из которого они произошли. С течением времени каждый из собственных элементов ведёт себя по-своему. Главная полуось - самый устойчивый параметр согласно динамическим теориям (см. Кнежевич и др. 2002) [6]. Динамическое старение собственных элементов затрагивает главным образом эксцентриситет и наклон орбиты. Это влияет на определение неизвестных углов f и w (истинной аномалии f и аргумент перигелия w) в уравнении Гаусса для реконструкции поля скоростей выброса. Другим возможным источником изменения собственных элементов является, так называемый, эффект Ярковского. Этот эффект возникает из-за тепловой инерции материала поверхности вращающегося астероида – переизлучение тепловых квантов происходит с запаздыванием и направление реактивного ускорения отклоняется от радиус-вектора. В отличие от динамических процессов старения, эффект Ярковского изменяет главные полуоси орбиты. Эффект зависит от тепловых свойств поверхности, направления вращения астероида, и от угла между ось вращения и нормалью к орбитальной плоскости. Этот эффект систематически уменьшает либо увеличивает, в зависимости от направления вращения, главные полуоси орбиты.
Оценка ожидаемого изменения главных полуосей из-за эффекта Ярковского была вычислена Спитале и Гринбергом (2001). Эффективность этого вида негравитационной силы более существенна для меньших объектов, и незначительна для больших тел (более 10 км в диаметре).
Динамическое старение может увеличивать дисперсию эксцентриситетов и наклонений членов семейства, в то время, как эффект Ярковского и вторичные столкновения могут также увеличивать дисперсию главных полуосей. Динамическое старение не зависит от размера тела, а эффект Ярковского незначителен для объектов, больших, чем 10-20 км.
Взаимодействие динамического старения и эффекта Ярковского важно потому, что при изменении полуоси под воздействием эффекта Ярковского, объекты могут быть пойманы в так называемую ловушку, которой является динамически неустойчивые области, имеющиеся в главном поясе астероидов, и в конечном счёте эти осколки будут удалены из семейства.
Из-за столкновений происходит «физическое» старение семейств. Столкновительное время жизни астероида в главном поясе, то есть средний интервал между столкновениями, зависит от его размеров и лежит в диапазоне между 107 и 109 лет. Для 100-километрового астероида, среднее столкновительное время жизни должно быть порядка 109 лет, а для малых тел оно существенно меньше. Столкновения не только изменяют распределение по размерам членов семейств, но также и производят эрозию в пространстве собственных орбитальных элементов, ведя к прогрессивному исчезновению семейств как распознаваемых группировок (Марзани и др. 1999) [5]. Однако недавно обнаруженная характерная “треугольная” зависимость значения собственных элементов от диаметра астероидов-членов семейства видимо подтверждает их взрывное происхождение и медленное старение семейств – диапазон разброса для всех собственных элементов уменьшается с ростом диаметра астероидов-осколков (рис. 2).
Рис. 2.
Объяснение происхождения околоземных астероидов (NEA). Семейства также играют важную роль в появлении околоземных астероидов и метеоритов. Было замечено, что на границе важных резонансов среднего движения с Юпитером, некоторые семейства резко обрываются. Ударное формирование семейств ведет к попаданию некоторых больших фрагментов на орбиты резонансные с Юпитером или другими большими планетами. В результате увеличения эксцентриситета многие из них достигают орбит внутренних планет (например, Марса) и после сближения с ними переходят на околоземные орбиты. Известно, что несколько объектов в настоящее время расположены в резонансе 9:4 по среднему движению с Юпитером. Динамическое развитие в этом резонансе является относительно медленным, и эксцентриситет растет достаточно долго, по космогонической временной шкале, чтобы позволить Марсу захватить некоторые объекты прежде чем они могут быть выброшены Юпитером во внешние зоны Солнечной системы.
Если допустить прямой столкновительный “впрыск” в некоторые динамически неустойчивые области в главном поясе, то он может стать наиболее эффективным механизмом для снабжения околоземной группировки астероидами размером около километра. Прямой впрыск однако не доказан из-за того, что число известных семейств в главном поясе ограничено, но за счет динамического старения семейства и дисперсии элементов орбит его членов, ряд из них может эволюционировать по полуоси в область резонанса.
Спектральные свойства членов семейств.В начале 1990-х появились большие наборы данных собственных элементов астероидов и одновременное развитие новых статистических методов для идентификации семейств астероидов (Zappalaи др. 1994, 1995) [7] обещало открыть новые перспективы для физического изучения этих группировок. Были надежды получить прямые свидетельства столкновительных событий, которые произошли в поясе астероидов. Однако обширные физические изучения семейств были замедлены сильным несоответствием в списках семейств, предложенных разными авторами и полученными на основе различных методов идентификации. Только спектроскопия дала возможность (после выполненных наблюдений Бензеля и Ксуя, 1993) первого подтверждения столкновительного происхождения семейства, связанного с большим астероидом Веста. В этом случае спектроскопическая проверка была особенно подходящей из-за того факта, что Веста является уникальным случаем объекта, принадлежащего особому таксономическому классу V, характеризуемому спектроскопическим свойством, подобно базальтовым ахондритам. Спектроскопия использовалась для подтверждения реального членства и идентификации случайных членов семейств. На основе спектроскопического изучения членов семейства есть надежда также получить информацию относительно внутренних слоёв их родительского тела. Интенсивная наблюдательная деятельность была посвящена членам семейства, чтобы определить их вероятный минералогический состав.
Спектроскопические свойства могут использоваться для нахождения новых членов некоторых семейств, в случае, когда некоторые специфические спектральные особенности найдены также у других астероидов. Этим способом добавляют объекты, имеющие те же самые особенности спектра, но расположенные вне принятых границ семейства. Пример этому дан спектроскопическими наблюдениями семейства Весты (Бинзел и Ксу, 1993) [7]. В частности, эти авторы обнаружили множество генетически связанных объектов с подобными спектроскопическими свойствами в области отделённой от семейства резонансом 3:1 с Юпитером. Этим способом показано, что большие скорости выброса фрагментов (порядка нескольких сотен метров в секунду), являются возможными в формирующих семейство событиях. С тех пор многие семейства интенсивно наблюдались, включая важные группировки, идентифицированные статистическими исследованиями.