Астрономический вестник, 2023, T. 57, № 1, стр. 55-70

Видимая и абсолютная звездные величины

Используемая до настоящего времени формула расчета видимой звездной величины астероидов в полосе V с полуэмпирической аппроксимацией входящей в нее фотометрической функции (ФФ) имеет следующий вид (Bowell и др., 1989):

где m_V и H_V – видимая и абсолютная звездные величины астероида в полосе V и расстояния астероида от Солнца и Земли соответственно r и ∆ (в а. е.). Два первых слагаемых в правой части (1) выражают точную формулу для видимой звездной величины астероида при нулевом фазовом угле. Остальная часть соотношения (1), стоящая под знаком логарифма, описывает вклад ФФ в видимую звездную величину астероида при ненулевом фазовом угле в форме достаточно сложной эмпирической комбинации функций Φ₁ и Φ₂, зависящих от угла фазы α:

Φ_i = {exp – A_i[tg(α/2)$]_{i}^{B}$]}, i = 1, 2;

A₁ = 3.33, A₂ = 1.87, B₁ = 0.63, B₂ = 1.22.

Как раз эта часть формулы (1) является источником погрешностей, так как основана на усредненных наблюдательных данных (полученных более 30 лет назад!) об астероидах, сближающихся с Землей (АСЗ), на очень большом интервале фазовых углов (от 0° до 120°). Как установлено из наблюдений и моделирования (см., например, Шкуратов, 1983; Helfenstein, Veverka, 1989), ФФ зависит от макро- и микроструктуры каждого тела и не является универсальной на нелинейных участках (при углах <7°, так называемый “оппозиционный эффект”, и более 40°). Кроме того, обнаружено, что особенности нелинейностей ФФ коррелируют с таксономическими типами астероидов (см., например, Muinonen и др., 2002) (рис. 1).

Можно предполагать, что специфическая минералогия каждого спектрального (таксономического) типа астероидов как бы “формирует” некоторый усредненный показатель преломления раздробленного поверхностного вещества, который вместе с микроструктурой поверхности определяет особенности отраженного (диффузно-рассеянного) солнечного света. Таким образом, для повышения точности расчетов и упрощения соотношения (1) необходим учет современных данных о ФФ АСЗ (особенно при значительных фазовых углах, недоступных при наблюдениях АГП), а также поиск более простых аналитических приближений в диапазонах нелинейности ФФ, возможно, для каждого спектрального типа астероидов. Хотя такие попытки уже предпринимались (см., например, Petrova и др., 2007; Muinonen и др., 2009; Петрова и др., 2019), но они пока не привели к значимому результату.

Поляриметрия. Оценка геометрического альбедо по поляриметрическим данным

Прежде, чем обсудить вопрос о практическом применении поляриметрии в изучении астероидов, следует кратко напомнить о методе измерения и расчета степени линейной поляризации света, отраженного твердым безатмосферным небесным телом (Р). Как известно, солнечный свет (который, в основном, является неполяризованным) отражается раздробленным поверхностным веществом астероида и при этом поляризуется (становится частично линейно поляризованным). Степень линейной поляризации света принято рассчитывать по следующей формуле (см., например, Мартынов, 1977; Belskaya и др., 2015):

где I_|| и I_⊥ – интенсивности линейно поляризованного света, измеренные с помощью наземного телескопа с ПЗС-фотометром и поворотным поляризационным фильтром, который может быть ориентирован параллельно (I_||) или перпендикулярно (I_⊥) к так называемой “плоскости рассеяния”, задаваемой тремя точками – геометрическими центрами фотометра, Солнца и наблюдаемого объекта. Эта характеристика наиболее чувствительна к размеру мельчайших твердых частиц (вплоть до длины волны света), покрывающих наблюдаемую сторону астероида, а также – к их форме и распределению. Используя вращение астероида и комбинируя разные дистанционные методы его изучения на разных телескопах или даже на одном, но с гибридным поляриметром-фотометром, или спектрофотометром, можно одновременно измерять разные параметры и характеристики астероида: такие как период вращения, форма тела, распределение гранулометрического или химико-минералогического состава вещества и т. п. (см., например, Chapman и др., 1975; Bagnulo и др., 2015; Belskaya и др., 2015; Borisov и др., 2018).

При лабораторном изучении линейной поляризации света (в зависимости от фазового угла Р(α)), отраженного от размельченных образцов горных пород, была установлена связь этой функции с геометрическим альбедо (долей отраженного от объекта света по сравнению с падающим) p_V в фотометрической полосе V (p_V часто называют просто “визуальным альбедо”). Но наиболее тесная корреляция была найдена между углом наклона (h) функции P(α) к оси абсцисс в точке их пересечения и p_V (Dollfus, Zellner, 1979) (рис. 2) (этот рисунок из указанной работы отличается от его оригинального варианта, опубликованного в книге “Астероидно-кометная опасность вчера-сегодня-завтра” (под ред. Шустова и Рыхловой, 2010), и был специально доработан для его дополнительного обсуждения). Таким образом, благодаря измерению у астероидов поляриметрической функции в зависимости от фазового угла, удалось построить некоторые средние эмпирические зависимости “p_V – h” для астероидов каждого таксономического (спектрального) типа, что позволило независимым образом оценивать значения их среднего геометрического альбедо. На рис. 2 обозначены несколько разных спектральных типов астероидов, у которых видны различия h. В то же время такие различия отсутствуют у астероидов близких спектральных подтипов (S, Sk и Sl).

Но у этого эмпирического метода есть свои “минусы”, главный из которых – необходимость проведения большого числа высокоточных измерений малых величин Р(α) ~1–2% при достаточно хороших фотометрических условиях. Еще один “минус” заключается в том, что величины p_V, определяемые по результатам фотометрии и поляриметрии одних и тех же астероидов никогда не совпадают, хотя и могут быть достаточно близкими. Такие различия, вероятно, связаны с тем, что при определении альбедо фотометрическим и поляриметрическим методами на результаты оказывают влияние разные физические механизмы рассеяния и преломления неполяризованного и поляризованного света частицами раздробленного поверхностного вещества астероидов.

В недавнем подробном обзоре (Belskaya и др., 2015 и ссылки там же) описаны последние лабораторные и наблюдательные исследования параметров Р(α) (h, положение и величина минимума отрицательной ветви, положение точки инверсии знака, положение и величина максимума), связь Р(α) и оппозиционного эффекта ФФ и т.п.) у разных образцов-аналогов астероидов и у самих астероидов. В то же время пока не удалось найти других универсальных эмпирических зависимостей для других поляриметрических параметров астероидов, подобных рассмотренной выше “p_V – h”.

В настоящее время проводятся обзорные поляриметрические наблюдения больших популяций астероидов и их семейств, а также тел различных таксономических классов, результаты которых анализируются с другими видами данных, с целью поиска у астероидов общих или специфических признаков (например, Gil-Hutton, García-Migani, 2017; Masiero и др., 2022),

Диаметр и альбедо

Другая полезная теоретическая формула, полученная почти 50 лет назад (Герелс, 1974), которая связывает абсолютную звездную величину астероида H_V с его геометрическим альбедо p_V и диаметром D, не только не потеряла свой значимости, но и по-прежнему часто используется. В более удобном виде эта формула выглядит следующим образом (Bowell и др., 1989; Harris, Lagerros, 2002):

Известная методическая трудность состоит в том, что для каждого нового астероида в одно уравнение (3) входит два неизвестных параметра – D и p_V. Можно вычислить только один из них, например D, при некоторых предположениях о p_V или наоборот. Обычно расчет H_V выполняется по формуле (1) по измеренным величинам r, ∆ и m_V объекта. Кроме того, следует иметь в виду, что при определении D по формуле (3) используется еще одно упрощающее предположение – о сферической форме астероида, что в абсолютном большинстве случаев не соответствует действительности. Поэтому следует иметь в виду, что приведенные в современных базах данных значения диаметров астероидов являются, как правило, не реальными, а некоторыми эффективными величинами, которые все же более или менее удовлетворительно характеризуют эти тела при дистанционных измерениях. Следует еще раз подчеркнуть, что это достигается благодаря подобию фотометрических свойств астероидов и стандартных звезд как точечных источников света. В любом случае, для контроля точности расчетов D или p_V привлекаются независимые измерения – в первую очередь радиолокационные (если изучаемым телом является АСЗ), а также фотометрические, поляриметрические, полученные методом покрытия астероидами звезд и радиометрические.

Фотометрия

Как уже отмечалось, фотометрические наблюдения используются практически с момента зарождения астрономии и традиционно являются наиболее простым и доступным способом исследования небесных тел. Современный этап применения фотометрии характеризуется созданием разных фотометрических систем (комбинаций последовательных фотометрических полос), ориентированных на изучение разных астрономических объектов, в зависимости от их наблюдательных параметров (см., например, Bessell, 2005 и ссылки там же). Не останавливаясь на обсуждении особенностей таких многополосных систем, а также на способах пересчета данных из одной системы в другую, отметим, что наиболее разработанной и используемой является фотометрическая система UBV Джонсона (Johnson, 1955), а в более широком диапазоне – система UBVRI Джонсона–Козинса (Вessell, 1990). Более важным в обсуждаемом контексте является то, что фотометрия (преимущественно в полосе V) позволяет определять основные физические параметры астероидов, такие как размер (эффективный диаметр) и геометрическое альбедо (по измеренным звездным величинам объектов с использованием формул (1) и (3)).

В наиболее простом случае относительных измерений (с помощью наземного телескопа с ПЗС-фотометром и набором UBV или UBVRI светофильтров) блеск астероида (видимую звездную величину), например, в полосе V, может быть измерен по сравнению с блеском ближайшей к астероиду по координатам стандартной (непеременной) звезды с известной видимой величиной в той же полосе. Если бы у Земли не было атмосферы, то при наблюдениях с ее поверхности видимую звездную величину астероида (m_a) можно было бы рассчитать с помощью формулы, выражающей известный закон Погсона:

где m_зв – видимая звездная величина стандартной звезды, а E_a и E_зв – освещенности, создаваемые астероидом и звездой, соответственно, на ПЗС-приемнике фотометра в абсолютных единицах (число квантов)/(с см²). При этом, как известно из квантовой механики, величина энергии кванта связана с его частотой соотношением ε = ħν, где ħ = 6.62606896(33) × 10^–27 эрг c – постоянная Планка. Но в действительности при таких относительных (или дифференциальных) измерениях необходимо учитывать спектральную прозрачность земной атмосферы р(λ), влияние изменения воздушной массы (М), сквозь который проходит световой луч при наблюдениях астероида и звезды, а также спектральное пропускание используемого светофильтра и спектральную чувствительность ПЗС-матрицы. Существуют специальные программы (на которых здесь не будем останавливаться), с помощью которых осуществляются как сами наблюдения астероидов, так и первичная обработка наблюдательных данных. Более детально различные вопросы практической и теоретической фотометрии рассмотрены в специальных изданиях (см., например, Герелс, 1974; Миронов, 2008).

Следует подчеркнуть, что в основном с помощью фотометрии установлены такие важные факты, как неправильная форма абсолютного большинства астероидов и их вращение вокруг собственной оси с разной угловой скоростью, имеющие космогоническое значение. Как показывает моделирование (см., например, Davis и др., 2002; Bottke и др., 2015), перечисленные свойства, а также разный химико-минералогический состав и РТ-условия формирования астероидов (см., например, Gaffey, McCord, 1978; Gradie , Tedesco, 1982; Bell и др., 1989), являются главными признаками образования астероидов при интенсивном дроблении нескольких десятков их родительских тел размером с Цереру в ранней Солнечной системе.

На основе измерения, анализа и моделирования кривых блеска астероидов осуществляется их инверсия (т.е. восстановление истинной формы этих тел), а также определяется период вращения, нерегулярность формы и ориентация оси вращения астероидов (см., например, Kaasalainen, Torppa, 2001; Kaasalainen и др., 2002 и ссылки там же). Для повышения эффективности наземной фотометрии астероидов в оптическом диапазоне при моделировании и восстановлении их формы по кривой блеска в последнее время применяется фотометрия с использованием адаптивной оптики (например, Viikinkoski и др., 2017).

Но наиболее впечатляющими являются последние результаты массовой обработки данных и моделирования кривых блеска астероидов (включающих десятки тысяч объектов) по результатам их космической многополосной фотометрии, включающей ИК-диапазон. В частности, это удалось осуществить при использовании космического телескопа WISE/NEOWISE (NASA) (Ďurech и др., 2018 и ссылки там же). В свою очередь, получение и анализ больших объемов данных позволяют изучать физические и динамические параметры астероидов в целом, в космогоническом масштабе.

Кроме того, в течение последних двух десятилетий применяется комбинированный метод оптической фотометрии астероидов с регистрацией их кривых блеска в ИК- и/или тепловом диапазонах, что позволяет изучать такие базовые физические характеристики, как состояния вращения (спина) и формы этих тел, что особенно важно при изучении АСЗ (см., например, Rozek и др., 2019). Объем фотометрии астероидов постоянно растет, и совместная инверсия данных различных видов измерений может привести к появлению тысяч новых моделей в ближайшем будущем.

С помощью фотометрии в двух или трех фотометрических полосах могут быть определены показатели цвета и рассчитаны наклоны спектра отражения изучаемого астероида в соответствующих интервалах длин волн, которые дают возможность определить его таксономический класс. Такой упрощенный и быстрый способ оценки таксономических классов астероидов (по сравнению со спектрофотометрией) применяется уже на протяжении ~40 лет с использованием данных их массовых многополосных обзоров с целью изучения распределения тел с разным составом вещества в зависимости от гелиоцентрического расстояния (см., например, Tholen, 1984; Bell и др., 1989; Moskovitz и др., 2008; DeMeo, Carry, 2013). Решение этой проблемы имеет космогоническое значение и более подробно будет рассмотрено далее, в разделе о достижениях спектрофотометрии. Таким образом, несмотря на то, что фотометрия является наиболее простым и доступным для использования дистанционным методом изучения астероидов, с ее помощью получены важнейшие результаты.

Радиометрия

Радиометрия (РМ) – еще один независимый способ нахождения диаметра, альбедо и ряда теплофизических параметров астероидов. Как будет показано далее, в ИК-диапазоне теплофизические параметры усложняют определение диаметра и альбедо, поскольку, как уже отмечалось, зависят от структурных характеристик. Этот метод основан на измерениях и модельных расчетах температуры астероидов в тепловом (среднем) ИК-диапазоне по сравнению с абсолютно черным (или серым) телом с температурой Т и излучательной способностью ε в соответствии с законом Стефана–Больцмана (Е = εσT⁴) (см., например, Lebofsky и др., 1986; Harris, Lagerros, 2002; Mainzer и др., 2015). Остановимся на РМ астероидов несколько подробнее, так как в российских научных изданиях эта тематика пока освещена недостаточно.

Полная солнечная энергия, поглощенная сферическим астероидом, выражается формулой

где Е – полная электромагнитная энергия Солнца, приходящая на единичную площадку (нормальную к радиусу-вектору от Солнца) на гелиоцентрическом расстоянии астероида, A – сферическое альбедо (или болометрическое альбедо Бонда) астероида, определяющее долю рассеянного солнечного излучения во всех направлениях и на всех длинах волн. Так как распределение солнечной электромагнитной энергии имеет максимум вблизи центра видимого диапазона (см., например, Уокер, 1990), а геометрическое альбедо астероидов слабо зависит от длины волны, обычно полагают, что Кроме того, в принятой стандартной фотометрической системе (Bowell и др., 1989), где G – параметр наклона фотометрической функции (см. формулу (1)), выполняется равенство

При наземных РМ-наблюдениях АГП в диапазоне ~5–20 мкм (который определяется наибольшими температурами нагрева этих тел солнечным излучением) возможно использование только отдельных “окон” прозрачности земной атмосферы вблизи ~4.5–5.5, 8–9.5, 10.0–13.0 и 18.0–20.0 мкм (см., например, Low, Reike, 1974; Harris, Lagerros, 2002). Но, как и в фотометрическом методе, в основное расчетное уравнение (5) входят оба искомых параметра D и p_V. Поэтому в качестве первоначальных берут значения одного или обоих параметров, полученные другими методами. Далее, путем последовательных приближений (с помощью формулы (5) или ее аналога) проводится “подгонка” этих параметров к более правдоподобным величинам с помощью моделирования или использования сведений о теплофизических характеристиках и/или более точной форме объектов, например, по их кривым блеска, космическим измерениям и т.д. (см., например, Delbo и др., 2015; Mainzer и др., 2015 и ссылки там же). При РМ астероидов применяются три основные модели: “стандартная тепловая модель” (STM, Lebofsky и др., 1986; Delbo, Harris, 2002), тепловая модель “быстро вращающегося астероида” (FRM, Lebofsky, Spencer, 1989) и “тепловая модель АСЗ” (NEATM, Harris, 1998; Delbo, Harris, 2002), которые являются некоторыми предельными случаями. Не углубляясь в их детали, кратко опишем общую схему определения РМ-характеристик астероидов с помощью модели STM (Lebofsky и др., 1986), как наиболее употребительной. Эта модель обычно применяется для анализа РМ-данных астероида, когда можно рассматривать астероид как очень медленно вращающееся тело, имеющее предельно низкую тепловую инерцию, а также условно принимается положение Солнца в экваториальной плоскости астероида. Тогда распределение температуры на поверхности астероида задается простой функцией углового расстояния (φ) от подсолнечной точки, где температура максимальна (T₀), т.е.

а величина подсолнечной температуры описывается выражением где A – сферическое альбедо, E – поток солнечного излучения на гелиоцентрическом расстоянии астероида, η – “направляющий” (от термина “beaming” (англ.); перевод выполнен по физическому смыслу) параметр, учитывающий отклонения распределения теплового излучения астероида от Ламбертового (диффузного) из-за неровностей поверхности и при малых фазовых углах (вообще говоря, η рассматривается как нормировочный или калибровочный параметр, который позволяет корректировать и другие отклонения), ε – излучательная способность, σ – постоянная Стефана–Больцмана. При этом также считается, что температура поверхности астероида снижается до нуля на линии терминатора, а тепловое излучение на ночной стороне отсутствует. Калибровка модели STM была проведена при наблюдениях на 10 мкм астероидов 1 Церера и 2 Паллада при их небольших фазовых углах (менее 30°). Так как диаметры этих астероидов были измерены при покрытиях звезд, это дало возможность определить точное значение параметра η = 0.756 и скорректировать T₀ по формуле (8) (Lebofsky и др., 1986). Такая откалиброванная модель, названная “рафинированной”, позволила определить нижнюю границу диаметров и верхнюю границу значений геометрического альбедо у ряда астероидов Главного пояса примитивных типов, наблюдавшихся при малых фазовых углах. Более того, несмотря на простоту STM, абсолютное большинство диаметров и альбедо астероидов Главного пояса были определены по РМ-данным и с этой моделью (Delbo, Harris, 2002), в том числе у более двух тысяч астероидов, охваченных космическим обзором на ИСЗ IRAS (Infrared Astronomical Satellite, NASA) (Veeder, Tedesco, 1992). Сравнение значений диаметров астероидов, полученных при наблюдениях покрытий звезд и при использовании комбинированного метода РМ – STM, показали, что относительные различия не превышают 20% (Harris, Lagerros, 2002), но только у тех астероидов, амплитуды кривых блеска которых не превышают 0.15^m. Поэтому нерегулярность формы астероида, его быстрое вращение и заметная тепловая инерция создают ограничения для применения STM.

В связи с этим была предложена тепловая модель сферического “быстро вращающегося астероида” (FRM, Lebofsky, Spencer, 1989), справедливая при следующих условиях: сочетание быстрого вращения с высокой тепловой инерцией вместе с простым, как и для STM, распределением температуры на поверхности, а также при положении Солнца в экваториальной плоскости астероида. В такой модели температура астероида постоянна и максимальна на всем экваторе (но оказывается ниже, чем подсолнечная температура в модели STM) и меняется только в зависимости от широты. Причем в этом случае уравнения (8) и (9) остаются по форме практически без изменений: только параметр η заменяется на постоянное число π. По результатам использования FRM был сделан вывод, что эта модель позволила для ряда АСЗ получить значения p_V, более точно соответствующие их спектральным классам (Veeder и др., 1989). Но в той же статье авторы отметили, что для новых астероидов всегда была проблема с выбором модели (STM или FRM). Поиски более универсальной модели, особенно необходимой для АСЗ, привели к модели NEATM (по аббревиатуре ее английского названия), которая на практике оказалась модифицированной моделью STM (Harris, 1998). В этой модели для каждого объекта используется информация о распределении по длинам волн теплового излучения вблизи его максимума с целью определения оптимальной величины параметра η. Если сравнивать модели STM и FRM, они предсказывают разное распределение потока теплового излучения от наблюдаемого тела, причем в модели FRM максимум оказывается на более длинных волнах (Harris, Lagerros, 2002). В то время как в модели STM параметр η принимается равным 0.756, в FRM он вообще отсутствует, как и соответствующий “направляющий” эффект (Lebofsky, Spencer, 1989). Именно поэтому в уравнении (9) модели FRM η заменяется постоянной величиной π. В то же время в NEATM η меняется как свободный параметр для того, чтобы добиться наилучшего согласия модельного распределения теплового потока и измеряемого от астероида (зависящего от тепловой инерции астероида, степени шероховатости/неровности поверхности, ориентации спин-вектора и т.п.) (Mainzer и др., 2015).

Таким образом, несмотря на то, что пока плохо известны структура, пористость и состав вещества недр астероидов, и соответственно, недостаточно известны их теплофизические характеристики, перечисленные проблемы постепенно преодолеваются. Это достигается с помощью повышения качества измерений (отношения “сигнал/шум”), использования многополосных РМ-данных, получения кривых ИК-блеска астероидов, а также применения моделирования. Уровень точности, который подтверждает работоспособность РМ-моделей, – это различия уже не более ∼10% между диаметрами одних и тех же астероидов, рассчитанными с применением модели NEATM, и их значениями по радиолокационным измерениям, по затмениям звезд и по результатам прямых измерений с космических аппаратов (КА) (Mainzer и др., 2011).

Поскольку, как отмечалось, наземные наблюдения в ИК-диапазоне можно проводить только в “окнах” прозрачности, лучше вообще исключить влияние земной атмосферы и осуществлять РМ-измерения с помощью космических телескопов. Наблюдения на КА IRAS – это первый космический обзор самых разных объектов в среднем ИК-диапазоне (около 12, 25, 60 и 100 мкм), включая астероиды. При выполнении этого проекта в 1983 г. были получены данные о ∼2200 астероидах, по которым были рассчитаны диаметры и альбедо астероидов (Matson и др., 1989; Veeder, Tedesco, 1992). Хотя сравнение этих значений с результатами поляриметрии некоторых объектов привело к обнаружению систематических ошибок в IRAS-данных (Лупишко, 1998) (которые позднее были исправлены), это не помешало получить по ним важные результаты. Один из них – это бимодальность в распределении альбедо АГП (Veeder, Tedesco, 1992). Вернемся к этому интересному результату дальше.

Последующие космические миссии в ИК-диапазоне – AKARI, WISE/NEOWISE, Spitzer и Herschel (2003–2013 гг.) – значительно увеличили число малых планет с известными значениями диаметров и альбедо. В частности, очень большой объем наблюдений астероидов в миссии WISE/NEOWISE (свыше 170 тысяч) (Masiero и др., 2011) позволил по сравнению с данными, полученными на КА IRAS, значительно уточнить распределение АГП по геометрическому альбедо и подтвердить его бимодальность для астероидов ближайшей к Солнцу и центральной части Главного пояса (рис. 3) (Mainzer и др., 2011; 2015).

В 2022 г. уже началась работа в окрестности лагранжевой точки L2 крупнейшего космического ИК-телескопа им. Джеймса Уэбба (JWST) с общим диаметром сегментированного зеркала 6.5 м, представляющего собой продукт сотрудничества космических агентств из 17 стран во главе с NASA. Большие надежды возлагаются на РМ-обзор разных объектов, включая астероиды, который будет осуществлен с КА JWST в широком спектральном диапазоне (0.6–28.3 мкм). Полученные данные должны обеспечить дальнейшее определение или уточнение диаметров, альбедо и минералогии значительно большего числа астероидов, включая АСЗ.

Использование спектрофотометрии для изучения химико-минералогического состава вещества астероидов

Следует отметить преимущества использования спектрального диапазона ~0.38–1.00 мкм. Как известно, поток солнечного излучения достигает максимума вблизи центра видимого диапазона (или в фотометрической полосе V). Поэтому солнечный свет, отраженный от наблюдаемого астероида, может быть зарегистрирован при максимально высоком отношении сигнал/шум. Это обеспечивает измерение спектральных характеристик астероида с наиболее высокой точностью по сравнению с другими диапазонами, в частности с ИК-диапазоном, где с увеличением длины волны нарастает влияние посторонних структурных и теплофизических свойств вещества. Покажем далее, что видимый диапазон является наиболее благоприятным для спектрофотометрии астероидов и изучения их химико-минералогического состава.

Кратко о сути метода и его основных достижениях. Первоначальные спектрофотометрические наблюдения поверхности Луны и некоторых астероидов в диапазоне 0.4–1.0 мкм вместе со звездами-аналогами Солнца продемонстрировали эффективность метода дистанционной оценки состава вещества твердых безатмосферных небесных тел, поверхность которых покрыта слоем раздробленного вещества (реголитом) (см., например, McCord, Johnson, 1970; McCord и др., 1970). Комплексные лабораторные спектральные и геохимические исследования потенциальных аналогов этих тел (раздробленных образцов метеоритов, земных минералов и других соединений) (см., например, Hunt, Salisbury, 1970a; 1970b; Adams, 1975; Gaffey, McCord, 1978; Gaffey и др., 1989) привели к пониманию того, что их спектры отражения в диапазоне ~200–2500 нм содержат прямую информацию о минералогии вещества в форме характерных полос поглощения (ПП). Было установлено, что в спектре отражения высокотемпературного по происхождению силикатного вещества, в диапазоне 350–1100 нм, есть две самые сильные ПП: полоса переноса электронного заряда кислород-металл в УФ-диапазоне с центром у 200 нм (см., например, Loeffler и др., 1974) и комбинированная ПП пироксена и оливина с центром у ~1000 нм, вызываемая электронными переходами в Fe²⁺ в кристаллическом поле минералов (Платонов, 1976; Бахтин, 1985; Burns, 1993). Напротив, в спектре отражения низкотемпературного по происхождению силикатного вещества (чаще всего гидратированного) последней ПП нет, но есть ПП интервалентного переноса заряда Fe²⁺ → Fe³⁺ с центром у 700 нм. Немаловажно и то обстоятельство, что перечисленные ПП свойственны широко распространенным в природе породообразующим минералам и другим соединениям, имеют значительную ширину и влияют на форму спектров отражения таких соединений во всем рассматриваемом диапазоне. Более подробно результаты лабораторных исследований образцов-аналогов астероидов и применение их для анализа спектров отражения ряда астероидов описаны в специальном издании (Бусарев, 2011).

Вполне закономерно, что перечисленные спектральные детали стали основными признаками и в то же время различиями между спектральными типами астероидов, выделенными Tholen (1984). Следует упомянуть, что одна из предшествующих классификаций астероидов Chapman и др. (1975) была выполнена путем анализа поляриметрических, радиометрических и спектрофотометрических данных о 110 астероидах и включала всего два известных таксономических типа (“С” и “S”) и один неизвестный (“U”). А еще одна похожая классификация (см., Gradie, Tedesco, 1982), хотя и основывалась на тех же наблюдательных данных, что и у Tholen (Zellner и др., 1985), но в ней были использованы только 2 показателя цвета и величина альбедо астероидов в полосе V. Tholen впервые применил для классификации 589 астероидов из обзора (Zellner и др., 1985) метод кластерного анализа “главных компонент” спектральных данных (семи показателей цвета в диапазоне 0.34–1.04 мкм), характеризующих минералогию поверхностного вещества астероидов (Tholen, 1984). Важно подчеркнуть, что две из указанных “компонент” определяли 95% различий между выделенными спектральными типами астероидов и соответствовали показателям цвета астероидов вблизи упомянутых наиболее сильных полос поглощения у границ используемого диапазона (Tholen, 1984). Это позволило рассчитать для выделенных типов астероидов некоторые средние спектры отражения (Tholen, Barucci, 1989) (рис. 4) и, основываясь на их сравнении со спектрами отражения образцов-аналогов, установить связь с наборами основных минералов (или метеоритов), характеризующих преобладающий состав вещества каждого из этих типов (см., например, Gaffey и др., 1989). Оказалось, что такие средние спектры отражения спектральных типов (или классов) астероидов имеют разную форму за исключением трех типов (“E”, “M” и “P”), спектры которых практически совпадают (см. рис. 4). Но последние удалось разделить по значениям геометрического альбедо входящих в них астероидов. Таким образом, классификация Tholen позволила выделить 14 спектральных (таксономических) классов астероидов, которые используются по настоящее время наряду с более поздними классификациями.

На рис. 4 в левой колонке размещены спектры отражения астероидов низкотемпературных по происхождению классов, за исключением двух высокотемпературных (“E” и “M”), у которых спектры по форме практически идентичны с таковыми у “P” класса (Gaffey и др., 1989), а в правой колонке – спектры астероидов высокотемпературных классов (Gaffey и др., 1989). Важно отметить, что классификация Tholen (1984) не только позволила установить прямую связь деталей (ПП) спектров отражения астероидов всех спектральных типов с минералогией их поверхностного вещества, но и разделить АГП на две большие группы этих тел (суперклассы) – с высокотемпературной и низкотемпературной минералогиями. Этот результат, наряду с бимодальностью распределения АГП по геометрическому альбедо, впервые обнаруженной по IRAS-данным (Veeder, Tedesco, 1992) и подтвержденной более массовыми измерениями с КА WISE (Mainzer и др., 2011), является указанием на два источникa родительских тел астероидов, которые образовались в ранней Солнечной системе в существенно разных РТ-условиях. Внешний для Главного пояса астероидов источник тел мог находиться за “снеговой линией”, в зоне формирования Юпитера и других планет-гигантов (см., например, Busarev, 2012), а внутренний – в зоне планет земной группы, формирование которых сопровождалось сильными столкновениями протопланет и гравитационным выбросом тел меньшего размера (см., например, Petit и др., 2001; O’Brien и др., 2007). Такой сценарий репопуляции Главного пояса астероидов телами разного состава также подтверждается, вероятно, гелиоцентрическими распределениями спектральных типов астероидов классификации Tholen, представленными на рис. 5 (Bell и др., 1989).

На рис. 5 видно, что распределение наиболее многочисленных примитивных астероидов класса “С” имеет максимум на внешней границе Главного пояса астероидов и длинноволновое крыло, достигающее орбиты Юпитера, а распределения низкотемпературных астероидов классов “D” и “Р” в том же интервале гелиоцентрических расстояний даже нарастают. Вместе с тем максимумы распределений классов “S”, “Е” и “R” астероидов с высокотемпературной минералогией находятся у внутренней границы Главного пояса астероидов.

Анализ спектральных данных астероидов методом “главных компонент” также использовался в двух последующих спектральных классификациях, преемственных с классификацией Tholen. Первая из них – это классификация Bus и Binzel (2002b) (или SMASSII), проведенная по данным спектрофотометрического обзора 1447 астероидов Главного пояса (Bus, Binzel, 2002a), в котором при наблюдениях использовался спектрограф с ПЗС-матрицей в качестве приемника, работавшего примерно в том же диапазоне, что и в обзоре ECAS (Zellner и др., 1985). Благодаря этому была реализована возможность практически одновременной регистрации спектра объекта во всем используемом диапазоне. Это обеспечило улучшение качества спектра и обнаружение более слабых ПП, которые были использованы для более детальной характеристики состава вещества астероидов. В результате, в классификации SMASSII общее количество спектральных классов и подклассов астероидов возросло до 26 (Bus, Binzel, 2002b), что позволило более точно проанализировать их гелиоцентрическое распределение (напр., Mothé-Diniz и др., 2003). В следующей спектральной классификации астероидов DeMeo и др. (2009) для выделения спектральных типов астероидов были использованы те же данные из обзора SMASSII в видимом диапазоне, но с ИК-спектрами некоторых объектов в диапазоне 1.0–2.5 мкм. Но, несмотря на значительное увеличение общего спектрального диапазона (до 0.4–2.5 мкм), в этой классификации достигнут сравнительно небольшой прогресс, как в уточнении спектральных классов, так и в изучении минералогии отдельных астероидов. Эта проблема обсуждалась нами более подробно наряду с общей характеристикой возможностей спектрофотометрии как дистанционного метода изучения астероидов (Busarev и др., 2020).

Случай сублимационно-пылевой активности астероидов. Астероиды традиционно рассматриваются как безатмосферные тела по очевидной причине их малой массы и неспособности удержать даже разреженную атмосферу. Но примерно три десятилетия назад было обнаружено несколько так называемых “комет Главного пояса” – объектов, которые продемонстрировали кратковременную кометную активность, и поэтому были отнесены к “новому классу” попавших в Главный пояс астероидов ядрам комет (см., например, Hsieh и др., 2004; Hsieh, Jewitt, 2006). Тщательные поиски новых подобных объектов с признаками хоть какой-то активности постепенно привели к увеличению их общего числа до ~30, причем в их списке оказались и некоторые классические астероиды (см., например, Chandler и др., 2018). В связи с последним обстоятельством произошло расширение круга объектов с возможной активностью – от “комет Главного пояса” до классических астероидов. По имеющимся на сегодняшний день представлениям следующие события или механизмы могут приводить к разным проявлениям активности на астероидах (см., например, Lee, 1996; Jewitt, 2012; Jewitt, Hsieh, 2022): (1) фрагментация тел и/или выброс пылевого вещества при их взаимных столкновениях или сильных метеороидных ударах; (2) ускорение вращения небольших астероидов и их фрагментация и/или потеря пыли под действием YORP-эффекта и центробежной силы; (3) сублимация подповерхностных залежей или временных обнажений льда (после недавних ударных событий и/или при повышении поверхностных температур вблизи перигелия) на астероидах примитивных типов; (4) разрушение поверхностного вещества под влиянием перепадов температуры, вызвавшее выброс пыли или сублимацию льда; (5) электростатическая левитация мельчайшей пыли; (6) резкие изменения давления излучения (при вспышечных или эруптивных событиях на Солнце), а также их вероятные комбинации. Тем не менее рассмотрение перечисленных причин приводит к выводу об их случайном или достаточно редком характере, за исключением процесса сублимационно-пылевой активности вблизи перигелия тел, включающих замерзшие летучие соединения, а также при воздействии на поверхность астероидов плазменных ударных волн в солнечном ветре при спорадических, но достаточно частых вспышечных и эруптивных событиях на Солнце. Обнаружение одновременной сублимационно-пылевой активности нескольких примитивных астероидов Главного пояса – 145 Адеоны, 704 Интерамнии, 779 Нины и Марс-кроссера 1474 Бейры в сентябре 2012 г. (Бусарев и др., 2016), 24 Темиды, 449 Гамбурги и 704 Интерамнии в марте 2019 г. (Busarev и др., 2021), и, наконец, 145 Адеоны и 779 Нины в декабре 2021 г. (пока неопубликованные данные) – служит подтверждением такого вывода. Еще одним важным результатом является моделирование распределения внутренних температур астероидов примитивных типов Главного пояса (Schorghofer, 2008; 2016), которое показывает, что при высокой пористости и, соответственно, низкой теплопроводности поверхностного вещества астероидов примитивных типов, водяной лед в их недрах может сохраняться в течение нескольких миллиардов лет.

В качестве нового подхода в оценке состава вещества астероидов можно рассматривать изучение спектральным методом временной пылевой экзосферы, которая возникает у них под действием указанных механизмов (1), (3) и (6). В относительно короткие интервалы времени существования такой экзосферы появляется возможность определения химико-минерального состава частиц, вынесенных с поверхности наблюдаемого астероида и рассеивающих солнечный свет. Наши наблюдения показали, что признаками пылевой экзосферы у активных астероидов являются нехарактерные для их поверхностного вещества максимумы в спектрах отражения (вблизи 0.4–0.5 и/или 0.7–0.8 мкм) (Бусарев и др., 2016; Busarev и др., 2021) (см. рис. 6) или резкие изменения общего наклона спектра отражения, которые невозможно объяснить изменениями минералогии наблюдаемого поверхностного вещества этих тел при вращении.

Путем сравнения полученных спектров отражения активного астероида с модельными спектрами условного астероида, окруженного пылевой экзосферой с разным составом частиц (например, лед, силикаты, органика), который определяется по комплексному показателю преломления, можно судить о преобладающем составе вещества экзосферы наблюдаемого астероида (Busarev и др., 2021). Состав пылевых частиц экзосферы в значительной мере должен определять и состав поверхностных и подповерхностных слоев астероида как источников таких частиц. Проблема обнаружения особенно актуальна для тех составляющих вещества астероида, которые не имеют диагностических ПП в видимом диапазоне. В центральной части Солнечной системы, до орбиты Юпитера включительно, наиболее обильными летучими соединениями в составе астероидов примитивных типов являются льды Н₂О и СО₂ (но с учетом значительно более высокой летучести последнего преобладает первый) и органика, которые служат индикаторами происхождения и эволюции этих тел. Однако обнаружение этих соединений с помощью спектральных наблюдений проблематично. Согласно лабораторным измерениям, у водяного инея нет характеристических ПП в видимой и ближней ИК-области спектра (до 1400 нм), а у диоксида углерода в форме инея они отсутствуют и в более дальней ИК-области (см., например, Wagner и др., 1987). Попадая на поверхность астероидов (например, в при экскавации из более глубоких слоев при метеороидных ударах или при конденсации в полярных областях в виде инея), льды Н₂О и СО₂ долго там оставаться не могут по причине быстрой сублимации. Вместе с этим, известная характеристическая ПП льда Н₂О у 3 мкм частично перекрывается с ПП гидросиликатов и органики (см., например, Lebofsky и др., 1981; Rivkin, Emery, 2010), поэтому ее использование для идентификации временных обнажений льда Н₂О на астероидах также не может дать однозначного результата. Таким образом, в видимом и ближнем ИК-диапазонах спектра нет надежных дистанционных способов обнаружения льдов Н₂О и СО₂ на астероидах.

В то же время обнаружение водяного льда на астероидах примитивных типов возможно при появлении у них пылевой экзосферы. При сублимационно-пылевой активности таких астероидов вблизи перигелия (этот процесс может быть более интенсивным у тел со значительным эксцентриситетом орбиты и, соответственно, – при большем перепаде подсолнечных температур) газовые потоки могут выносить частицы из подповерхностных и более глубоких слоев. Как показывает численное моделирование спектров отражения условного астероида С-типа, окруженного пылевой экзосферой из агрегатов ледяных частиц субмикронного размера (при моделировании использовался показатель преломления для льда Н₂О; для Н₂О и СО₂ эти показатели очень близки) (Busarev и др., 2021) (рис. 7), необычный максимум около ~0.4–0.5 мкм, обнаруженный в спектрах отражения активных астероидов 145 Адеона, 704 Интерамния и 779 Нина в сентябре 2012 г. (Бусарев и др., 2016), с высокой вероятностью может быть результатом рассеяния света частицами водяного льда (при этом мы учитываем значительно более высокую летучесть льда СО₂ и очень быструю сублимацию частиц такого состава на гелиоцентрических расстояниях Главного пояса астероидов).