«Греки» составляют примерно 64 % от общей популяции обнаруженных троянских астероидов Юпитера. С физической точки зрения объекты этой группы астероидов могут очень сильно отличаться друг от друга не только по размеру, но и по химическому составу и средней плотности. К примеру, (617) Патрокл больше походит на ядро кометы – его объемная плотность близка к 0,8 г/см3, в то время как плотность астероида (624) Гектор составляет не менее 2,5 г/см3, что хорошо коррелируется со средней плотностью астероидов Главного пояса. Как и в Главном поясе, троянские астероиды Юпитера подразделяют на семейства и группы. На данный момент их известно менее десятка, и все они малочисленны: в каждую из них входят всего несколько десятков или пара сотен объектов. С химической точки зрения большинство «троянцев» Юпитера принадлежат к спектральному классу D, хотя среди них также обнаружены объекты таксономических классов P и C. В ближайшие годы благодаря автоматической межпланетной станции «Люси» мы сможем по-новому взглянуть на эти древние объекты. Об этой интригующей миссии я обязательно расскажу в отдельной главе, а пока перейдем к кентаврам – объектам, орбиты которых лежат между орбитами двух газовых гигантов – Юпитера и Нептуна.
Кентавры – небольшая группа астероидов, включающая на данный момент порядка 350 объектов. Центр малых планет (MPC) и Лаборатория реактивного движения (JPL) по-разному трактуют критерии определения подобных объектов. JPL допускает пересечение ими орбиты Юпитера и поэтому, к примеру, причисляет к кентаврам астероид (944) Идальго, о котором мы с вами уже говорили. В перигелии он пересекает орбиту не только Юпитера, но и Марса. Я придерживаюсь классификации Центра малых планет, по которой первым «классическим» кентавром считается астероид (2060) Хирон. Эти объекты являются неким переходным звеном между двумя резервуарами малых тел Солнечной системы – транснептуновым поясом и Главным поясом астероидов. Все они находятся на нестабильных орбитах, возмущаемых планетами-гигантами, имеющих значительный эксцентриситет (
С точки зрения химического состава кентавры четко разделяются на две группы объектов по показателю цвета: одни из них имеют более красный оттенок, а другие – голубой. На подобных расстояниях детальное измерение спектра для столь малых объектов, обладающих к тому же очень низкой отражательной способностью, технически затруднено и не позволяет ученым получить точную спектральную классификацию. Ею обладают лишь самые крупные из кентавров – (2060) Хирон и (5145) Pholus (Фол) [80]. Это техническое ограничение станет жестче, когда в следующей главе мы перейдем к обсуждению более далеких объектов, уже за орбитой Нептуна.
(2060) Хирон, как и три десятка других кентавров, время от времени демонстрирует слабую кометную активность [81], вызванную сублимацией льдов, состоящих из замороженного угарного газа (окись углерода, CO). Поэтому некоторые из этих объектов имеют двойную астероидно-кометную классификацию. К примеру, сам (2060) Хирон обладает кометным номером 95P, а кентавр (60558) Echeclus (Эхекл) [82] – номером 174P. Происхождение популяции подобных объектов до конца не выяснено. Они могли быть выброшены с нестабильных орбит объектов рассеянного диска, но их «двухцветное» распределение может указывать на то, что некогда они могли входить в транснептуновое резонансное семейство Плутона (плутино), который мог «выбросить» небольшие объекты на более близкие к Солнцу орбиты. Ученым необходимо получить больше статистических данных, а значит, обнаружить намного больше подобных объектов. Так что, как видите, и в Солнечной системе загадок для новых поколений астрономов хватит еще надолго.
Закончив с описанием «зоопарка» астероидов, рассеянных от орбиты Меркурия до орбиты Нептуна, предлагаю перейти к разговору о тех самых уже упомянутых мной таксономических, или спектральных, классах. По сути, мы разделяем астероиды по их химическим особенностям. Как же ученым удалось выяснить, из чего состоят астероиды, если их вещество было доставлено на Землю лишь в XXI веке? Для этого они применили несколько методов, каждый из которых давал часть знаний, которые затем требовалось соединить воедино. Для решения этой непростой задачи, помимо изучения метеоритного вещества, собранного на Земле, стали применять спектроскопические наблюдения астероидов как в видимой, так и в ближней инфракрасной области спектра, поляриметрические наблюдения и инфракрасную радиометрию.
Спектроскопические наблюдения широко применяются для исследования астероидов с начала 1970‑х годов прошлого века. Ученые выделяют спектральные особенности линий поглощения [83] – некую «подпись», по которой можно определить состав вещества, от которого был отражен полученный и разложенный по длинам волн свет. Поляриметрия и радиометрия позволяют более точно определить отражательную способность (альбедо) вещества, из которого состоит поверхность астероидов.
