Астероиды, по дистанционным данным, в основном состоят из простых силикатных соединений. В первую очередь это безводные силикаты, такие как пироксены (обобщенная формула ABZ2O6, где позиции «А» и «В» занимают катионы разных металлов, a «Z» — это Аl или Si), оливины (A22+SiO4 где A=Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (общая формула (Na,Ca)Al(Al,Si)Si2O8; в скобках указаны пары элементов, один из которых может входить в реальную формулу минерала). Их называют породообразующими минералами, поскольку они составляют основу большинства горных пород.

Широко представлены на астероидах и силикатные соединения другого типа — гидросиликаты, или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (общая формула A3Si2O5(0H), где A=Mg, Fe2+, Ni), хлориты (A4—6Z4O10(OH, O)8, где А и Z — это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, содержащих гидроксил (ОН). Предполагают, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности, FeNi), органические (т.е. углеродные) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствует исследование метеоритов.

Спектральные типы астероидов

Выделено более дюжины основных спектральных типов (классов) астероидов, обозначенных латинскими буквами: А, В, С, F, G, D, Р, Е, М, Q, R, S, V и Т. Дадим их краткую характеристику.

Астероиды типа А имеют довольно высокое альбедо и самый красный цвет, вызванный значительным ростом с длиной волны их отражательной способности. Судя по цвету и спектру, они могут состоять из высокотемпературных оливинов (температура плавления от 1100 до 1900°С) или из смеси оливина с металлами.

Напротив, у астероидов типов В, С, F, и G низкое альбедо (тип В светлее других) и почти плоский, «бесцветный» спектр в видимом диапазоне, резко спадающий на коротких волнах. Поэтому считают, что эти астероиды в основном состоят из низкотемпературных гидратированных силикатов (температура разложения или плавления от 500 до 1500°С) с примесью углерода или органических соединений, имеющих похожие спектральные характеристики.

Астероиды с низким альбедо и красноватым цветом отнесены к типам D и Р (более красные — D). Такие свойства имеют силикаты, богатые углеродом или органическими веществами. Из них состоят, например, частички межзвездной пыли, которая заполняла и околосолнечный протопланетный диск еще до образования планет. На основе этого сходства предполагают, что D- и Р-астероиды — наиболее древние, малоизмененные члены главного пояса астероидов.

Астероиды типа Е имеют самое высокое альбедо (их поверхность отражает до 50% падающего света) и слегка красноватый цвет. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (неокисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов Е-типа.

Астероиды, похожие по форме спектра на Р- и Е-тип, но по значению альбедо лежащие между ними, относят к М-типу. Оказалось, что по оптическим свойствам они очень похожи на металлы в свободном состоянии или металлические соединения, находящиеся в смеси с энстатитом или другими пироксенами. Таких астероидов сейчас известно около 30. Недавние наземные наблюдения открыли интересный факт: у многих из этих астероидов на поверхности присутствуют гидратированные силикаты. Хотя причина возникновения такой необычной комбинации высокотемпературных и низкотемпературных материалов еще окончательно не установлена, можно предположить, что гидросиликаты попали на астероиды М-типа при их столкновениях с более примитивными телами (например, недифференцированными астероидами, ядрами комет и т.п.

По значению альбедо и общей форме спектров отражения в видимом диапазоне астероиды Q-, R-, S- и V-типов достаточно схожи: у них довольно высокое альбедо и красноватый цвет. Различия же между ними сводятся к тому, что присутствующая в ближнем инфракрасном диапазоне спектра широкая полоса поглощения вблизи 1 мкм. имеет разную глубину. Эта полоса характерна для смеси пироксенов и оливинов; положение ее центра и глубина зависят от долевого и общего содержания этих минералов в поверхностном слое астероида. С другой стороны, глубина любой полосы поглощения в спектре отражения силикатного вещества уменьшается при наличии в нем каких-либо непрозрачных частичек (например, углерода, металлов или их соединений), которые экранируют диффузно-отраженный (т.е. пропускаемый через вещество и несущий информацию о его составе) свет. У данных астероидов глубина полосы поглощения вблизи 1 мкм. увеличивается от S- к Q-, R- и V-типам. Поэтому астероиды перечисленных типов (кроме V) могут состоять из смеси оливинов, пироксенов и металлов. Вещество же астероидов V-типа может включать наряду с пироксенами также и полевые шпаты, а по составу быть похожим на земные базальты.

И наконец, к типу Т относят астероиды, имеющие низкое альбедо и красноватый спектр отражения, похожий на спектры Р- и D-типов, но по наклону занимающий промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов Т-, Р- и D-типов считают примерно одинаковым и соответствующим силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями.

При изучении распределения астероидов в пространстве обнаружилась явная связь их предполагаемого химикоминерального состава с расстоянием до Солнца. Оказалось, что чем более простой минеральный состав имеют астероиды (т.е. чем больше в них летучих соединений), тем дальше, как правило, они находятся от Солнца. В целом более 75% всех астероидов принадлежат С-типу и располагаются преимущественно в периферийной части главного пояса. Примерно 17% принадлежат S-типу и преобладают во внутренней части пояса. Большая часть из оставшихся астероидов относится к М-типу и также в основном движется в средней части астероидного кольца. Максимумы распределений астероидов этих трех типов находятся в пределах главного пояса. Максимум общего распределения астероидов Е- и R-типов несколько выходит за пределы внутренней границы пояса в сторону Солнца. Интересно, что максимум суммарного распределения астероидов Р- и D-типов лежит на далекой периферии главного пояса и выходит не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Не исключено, что распределение Р- и D-астероидов главного пояса перекрывается с астероидными поясами Казимирчак-Полонской, находящимися между орбитами планет-гигантов.

В заключение кратко изложим смысл общей гипотезы о происхождении астероидов различных классов, которая находит все больше подтверждений.

О происхождении малых тел

На заре формирования Солнечной системы, около 4,5 млрд. лет назад, из окружающего Солнце газо-пылевого диска вследствие турбулентных и других нестационарных явлений возникли сгустки вещества, которые при взаимных неупругих столкновениях и гравитационных взаимодействиях объединялись в планетезимали. С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газо-пылевого вещества и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Во-первых, это обстоятельство привело к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом с указанной границей и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы. Во-вторых, газо-пылевое вещество, из которого образовались астероиды, оказалось весьма неоднородным по составу в зависимости от расстояния до Солнца: относительное содержание в нем простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание летучих соединений нарастало с удалением от Солнца в области от 2,0 до 3,5 а.е.