Изучение природы астероидов методами спектрофотометрии тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Бусарев, Владимир Васильевич

• Бусарев, Владимир Васильевич
• доктор физико-математических наук
• 2012

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Бусарев, Владимир Васильевич

Введение

Глава I. Описание и обоснование спектрофотометрического метода изучения астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел

1.1. Методика измерения спектра и расчета спектра отражения твердого небесного тела

1.2. Солнечные аналоги как стандарты и как источники шума при получении спектров отражения твердых безатмосферных небесных тел

1.3. О спектральных помехах, возникающих в земной атмосфере

1.4. Способы борьбы с «внешним» спектральным шумом

1.5. Основные особенности в спектрах отражения астероидов

и их химико-минералогическое значение

1.6. Влияние космогенных факторов на спектральные характеристики астероидов

1.7. Альбедные неоднородности поверхностного вещества астероидов и возможные причины их возникновения

Глава II. Образцы-аналоги и результаты их исследований

Глава III. Полученные спектры отражения астероидов и их анализ

при изучении 21 Лютеции и 4 Весты

Глава V. Общая интерпретация результатов в свете современных представлений о происхождении и эволюции астероидов

5.1. Таксономические (спектральные) классификации астероидов и их использование

5.2. Возможное происхождение и ранняя эволюция астероидов основных таксономических типов

5.3. Об эволюции каменно-ледяных допланетных тел в зоне формирования Юпитера и возможных последствиях их взаимодействия с родительскими телами астероидов

5.4. Гипотеза о формировании астероидов С-типа и углистых хондритов на малых телах и ее подтверждения

Заключение

Список литературы

Приложение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Изучение природы астероидов методами спектрофотометрии»

Введение

Общая характеристика работы. Массовые открытия экзопланет с помощью новейших наземных методов, а также при осуществлении космических проектов, подобных "Kepler" (NASA)

(http://www.kepler.arc.nasa.gov/), в последние годы вывели исследования Солнечной системы на передовые рубежи современной науки. С одной стороны, знание детальных характеристик ближайших к нам планетных тел дает возможность прогнозирования неизвестных пока свойств экзопланет. С другой стороны, некоторые общие параметры удаленных планетных систем, даже искаженные наблюдательной селекцией, помогают нам глубже понять природу самой Солнечной системы. Важные результаты для решения проблем происхождения и формирования всех планетных систем были получены и при исследованиях газо-пылевых дисков в окрестностях молодых звезд. Например, определение продолжительности существования массивной газо-пылевой компоненты вблизи молодых звезд позволило установить верхнюю границу времени образования Юпитера и других планет-гигантов (напр., Lissauer, 2005; Lissauer et al., 2009), определивших временную шкалу формирования всей Солнечной системы. Крсйме того, весьма вероятно, что возникновение жизни на Земле связано с образованием и эволюцией всей нашей планетной системы, (напр., Проблемы происхождения жизни, 2009). Перечисленные темы в той или иной степени затрагиваются в представленной работе при обсуждении и анализе полученных наблюдательных данных.

Диссертационная работа выполнена в пограничной области между астрофизикой и планетными науками и посвящена развитию нового в России направления исследований - наземной спектрофотометрии астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел. Полученные в видимом диапазоне (0,40-0,92 мкм) спектры отражения нескольких десятков астероидов Главного пояса используются для оценки состава их вещества. В то же время изучение и интерпретация полученных результатов привела автора к рассмотрению ранних формационных и эволюционных процессов, следы которых, вероятно, сохранились на астероидах до настоящего времени.

Актуальность темы. Резкий рост количества открытых малых планетных тел в последнее время приводит к необходимости более широкого использования и развития дистанционных методов их исследования. Только в Главном поясе астероидов, расположенном в основном на гелиоцентрических расстояниях 2,2-3,3 а. е. уже известно более 200000 малых планет, которым присвоены постоянные номера. Но у подавляющего большинства астероидов пока известны только элементы орбит и приближенные размеры. В то же время среди специалистов складывается мнение, что без знания физико-химических свойств, если не всех, то большинства этих тел невозможно успешное решение проблем космогонии Солнечной системы в целом. Например, при разработке новейших численных моделей формирования планет и ранней миграции планет-гигантов в Солнечной системе современная структура Главного пояса астероидов используется как «пробный камень» или критерий правильности полученных результатов (напр., Petit et al., 2001; Levison et al., 2009; Morbidelli et al., 2010).

С другой стороны, решение актуальных задач астероидно-кометной опасности и освоения внеземных природных ресурсов невозможно без точного знания физико-химических параметров сближающихся с Землей астероидов и ядер комет. Оперативные и достоверные данные о таких телах могут быть получены в большинстве случаев только дистанционными методами.

Реальный путь массового и эффективного изучения астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел - широкое использование и развитие наземных дистанционных (астрофизических) методов их исследований. Те же методы могут быть применены (возможно, в упрощенном варианте) и при массовых космических обзорах этих тел.

Традиционными оптическими методами исследования твердых небесных тел являются фотометрия, спектрофотометрия и поляриметрия, которые давно используются и хорошо разработаны. Однако среди них необходимо выделить спектрофотометрию и основанные на ней методы, которые дают возможность прямого определения физико-химических и минералогических свойств поверхностного вещества твердых безатмосферных небесных тел. Кроме того известно, что элементный и минеральный состав твердого

вещества определяется физико-химическими условиями его формирования (напр., Коржинский, 1957). Поэтому информация о составе вещества астероидов и других твердых небесных тел может быть использована для решения проблем их происхождения.

Цель работы. Автором была поставлена общая задача изучения особенностей состава поверхностного вещества астероидов Главного пояса с помощью спектрофотометрии. Но основное внимание было уделено астероидам высокотемпературных (с преимущественно

высокотемпературной минералогией) типов по причине обнаружения на многих из них нетипичных гидросиликатов (Вшагеу, Кги§1у, 1995; Вшагеу, 1995; Вшагеу е1 а1., 2004; Шукт ^ а1., 2000; Бусарев, 2011в). Для этого были проведены спектрофотометрические наблюдения 43 астероидов Главного пояса и установлены особенности их спектров отражения, соответствующие разным относительным фазам вращения (всего получено 164 спектра). По спектрам отражения выполнена качественная оценка химико-минерального состава поверхностного вещества исследованных тел. Кроме того, с помощью разных измерительных методов (спектрального, электронно-зондового, мессбауэровского, рентгеновского и термического прокаливания) проведены исследования 21 образца земных гидросиликатов и оливинов, являющихся аналогами вещества углистых хондритов и низкотемпературных (с преимущественно низкотемпературной минералогией) типов астероидов. Выполнены также спектральные исследования 4 образцов наиболее примитивных каменных метеоритов, углистых хондритов Ог§ие1 (С1), М1§Ье1 (СМ2), МигсЫвоп (СМ2) и Старое Борискино (СМ2).

С целью рассмотрения возможных вариантов происхождения астероидов низкотемпературных типов ("С", 'Т)" и др.) осуществлено аналитическое

моделирование ранней тепловой эволюции (вызванной распадом

26

короткоживущих изотопов, в основном А1) каменно-ледяных допланетных тел, находящихся за границей конденсации водяного льда. Результаты, полученные для тел Эджворта-Койпера (Вшагеу е1 а1., 2003), обобщены для подобных тел, имевшихся в зонах формирования всех планет-гигантов. В частности показано, что такие тела в зоне формирования Юпитера были поглощены прото-Юпитером или выброшены им за пределы этой зоны, а

выброшенные тела были раздроблены (вследствие их неоднородности и непрочности) при столкновениях с другими телами и, в первую очередь, - с родительскими телами астероидов.

Научная новизна и практическая значимость. Как уже отмечалось, в представленной работе развивается новое в России направление спектрофотометрических исследований твердых тел Солнечной системы, которому уделялось большое внимание за рубежом (особенно в США) уже начиная с середины 60-х годов XX в. Тем не менее, автору удалось получить ряд перечисленных ниже новых результатов.

1) Для большинства исследованных в этой работе астероидов спектры отражения получены при разных относительных фазах вращения. По этим спектрам впервые установлено, что на многих астероидах имеются значительные вариации состава вещества, связанные либо с процессами формирования и последующего дробления их родительских тел, либо с более поздней ударной эволюцией поверхностного вещества. Данный факт означает, что при определении фотометрическим методом геометрического альбедо астероида, как интегрального параметра, зависящего от состава его вещества, требуется усреднение нескольких значений этого параметра, полученных на интервале времени, сопоставимом с периодом вращения исследуемого тела, что необходимо для нахождения достоверной величины его диаметра (или точнее - среднего размера).

2) Впервые обнаружена высокая относительная интенсивность (до 25%) полосы поглощения с центром у 0,44 мкм в спектрах отражения земных образцов низкожелезистых серпентинов (лизардитов и хризотилов), слоистых силикатов, содержащих воду в связанном состоянии. Впервые установлена высокая корреляция (с коэффициентом корреляции -0,90) эквивалентной ширины этой полосы поглощения с суммарным содержанием Ре3+ (в октаэдрической и тетраэдрической координациях) в исследованных образцах серпентинов. Из этого следует, что полоса поглощения у 0,44 мкм может быть использована не только как спектральный индикатор наличия Бе3+ (как переходного металла, обладающего оптически активными электронами), но и Ре3+-содержащих серпентиноподобных гидросиликатов на поверхности астероидов и других безатмосферных небесных тел. Таким

образом, найден новый спектральный индикатор следов ранних водных процессов на твердых небесных телах.

3) В спектрах отражения многих высокотемпературных астероидов впервые обнаружены полосы поглощения с центрами у 0,43-0,46 мкм (соответствующие вышеупомянутой полосе у 0,44 мкм в спектрах образцов-аналогов) и в диапазоне 0,60-0,90 мкм, интерпретированные автором как полосы поглощения гидросиликатов - широко распространенных в природных условиях соединений, являющихся продуктами водного преобразования силикатов (Busarev, Krugly, 1995; Busarev, 1995; Busarev et al., 2004). Обнаруженная несколько раньше Вилас и др. (Vilas et al., 1993) полоса поглощения у 0,43 мкм в спектрах отражения низкотемпературных астероидов была приписана в указанной работе редкому Ре3+-содержащему гидратированному минералу жароситу, относящемуся к группе сульфатов.

4) Автором разработан новый спектрально-частотный метод (СЧМ) (Бусарев и др., 2007), который был впервые применен при спектрофотометрических исследованиях 21 Лютеции и 4 Весты в "НИИ КрАО" (Прокофьева и др., 2005; Бусарев и др., 2007). При этом в качестве анализируемого частотными методами спектрального параметра была использована эквивалентная ширина полосы поглощения у 0,44 мкм (как индикатора гидросиликатов типа серпентина) в рядах спектров отражения Лютеции и Весты. Определение всего спектра частот при вариациях этой полосы поглощения, связанных с вращением астероидов, позволило оценить размеры пятен гидросиликатов (в диапазоне от нескольких единиц до десятков километров) и их распределение на поверхностях Лютеции и Весты (Бусарев и др., 2007). Получение такой принципиально новой информации стало возможно именно благодаря применению СЧМ. Космические съемки Лютеции (при осуществлении миссии "Rosetta", ESA, 10 июля 2010 г.) (http://www.esa.int/esaMI/Rosetta/SEM44DZOFBG_l.html) и Весты (при выполнении миссии "Dawn", NASA, начиная с июля 2011 г.) (http://dawn.jpl.nasa.gov/) подтвердили наличие на поверхностях этих астероидов пятен темного материала, подобного углистым хондритам группы CI, состоящих в основном из гидросиликатов.

5) Впервые аналитически (с помощью решения уравнения теплового баланса) обоснована возможность образования внутреннего водного океана и

водной дифференциации крупных тел Эджворта-Койпера (>200 км) в

результате их первоначальной тепловой эволюции при распаде

26

короткоживущих изотопов (преимущественно А1), находящихся в транс-нептуновой области (Busarev et al., 2003). При условии аккреции таких тел за достаточно короткое время ~106 млн. лет (напр., Weidenschilling, 1997) их внутренний жидкий океан (покрытый ледяной корой с толщиной ~10 км) мог существовать минимум 2-3 млн. лет при температуре воды около 4 °С (Busarev et al., 2003). Это должно было привести к водной дифференциации рассматриваемых тел, гидратации имевшихся там силикатов и образованию крупных силикатно-органических ядер (~0,7R) (Busarev et al., 2003). Эти оценки, полученные аналитическим методом, не противоречат численным моделям ранней тепловой эволюции недр кометоподобных тел (напр., Prialnik, Bar-Nun, 1990; McKinnon et al., 2008). Кроме того, более детальные численные модели позволили получить значения температур до нескольких сотен градусов в силикатно-органических ядрах таких тел (при повышенной

л/

концентрации Al) (McKinnon et al., 2008), что должно было создать там благоприятные условия для формирования гидросиликатов, сложных органических, предбиологических соединений и/или даже простейших биологических структур. Описанная ранняя тепловая эволюция рассматриваемых каменно-ледяных объектов подтверждается, вероятно, обнаружением в спектрах отражения некоторых транснептуновых тел полос поглощения гидросиликатов (Boehnhardt et al., 2002; Fornasier et al., 2004), которые могут быть признаками экскавации таких материалов в результате взаимных столкновений тел (Busarev et al., 2003). В диссертационной работе приведена аргументация возможности применения этих результатов для описания ранней тепловой эволюции каменно-ледяных допланетных тел, существовавших в зонах роста Юпитера и других планет-гигантов.

6) Впервые сформулирована гипотеза о формировании вещества, включающего гидросиликаты и органику (подобного веществу углистых хондритов группы CI), при ранней тепловой эволюции и водной

дифференциации каменно-ледяных допланетных тел в зоне формирования

26

Юпитера (и, вероятно, Сатурна) вследствие распада А1, также действия ряда дополнительных факторов. При выбросе этих тел прото-Юпитером на завершающем этапе его роста в Главного пояса астероидов и их дроблении

при столкновениях с родительскими телами астероидов могли образоваться наиболее многочисленные астероиды С-типа (около 75% всех астероидов) и углистые хондриты. Таким образом, процесс формирования углистых хондритов мог начаться в недрах допланетных тел в зоне роста Юпитера, а закончиться - на поверхностях астероидов. Присутствие нетипичного гидратированного силикатного вещества, подобного углистым хондритам, обнаружено на многих астероидах высокотемпературных типов по представленным наблюдательным данным автора. Имеется также ряд других наблюдательных и экспериментальных результатов, упомянутых в тексте диссертации, подтверждающих эту гипотезу.

Основные результаты, выносимые на защиту. На защиту выносятся:

1) Обнаружение в спектрах отражения земных образцов низкожелезистых серпентинов (лизардите и хризотиле), являющихся аналогами вещества углистых хондритов, полосы поглощения с высокой относительной интенсивностью (до 25%) у 0,44 мкм и обнаружение высокой корреляции (с коэффициентом около 0,90) ее эквивалентной ширины с содержанием Ге3+. Обоснование возможности использования этой полосы поглощения как спектрального индикатора наличия в поверхностном веществе астероидов гидросиликатов.

2) Обнаружение спектральных признаков (полос поглощения в спектрах отражения у 0,43-0,46 мкм и в диапазоне 0,6-0,9 мкм) гидросиликатов на большинстве исследованных астероидов высокотемпературных типов ("М", "8", "V" и "Е"), что не согласуется с преимущественно высокими температурами их образования (до -1500° С) и может быть признаком переноса при ударных процессах на эти астероиды низкотемпературных материалов с больших гелиоцентрических расстояний.

3) Разработка СЧМ и его применение при исследованиях 21 Лютеции и 4 Весты в "НИИ КрАО" (Прокофьева и др., 2005; Бусарев и др., 2007) (имеется акт о внедрении метода в ГАИШ МГУ и "НИИ КрАО", Украина). Обнаружение с помощью СЧМ "пятнообразного" характера распределения гидросиликатов (указывающего на его связь с ударными процессами) на поверхности астероидов высокотемпературных типов 21 Лютеции и 4 Весты, а также оценка размеров этих пятен и их приближенной статистики.

4) Результаты аналитического моделирования ранней тепловой эволюции

26

(в результате распада А1) каменно-ледяных небесных тел, показывающие возможность образования внутреннего водного океана и водной дифференциации таких крупных тел (>200 км) в течение первых 5-10 млн. лет, находящихся в транс-нептуновой области и в зонах формирования всех планет-гигантов.

5) Обоснование гипотезы о доставке гидратированного углистого вещества каменно-ледяных допланетных тел, существовавших в зоне формирования Юпитера, при выбросе этих тел на завершающем этапе роста Юпитера в Главном поясе астероидов, что могло привести к их дроблению при столкновениях с родительскими телами астероидов и образованию наиболее многочисленных астероидов С-типа и углистых хондритов.

Апробация работы. По теме работы у автора имеется 58 публикации, в том числе: монография (Бусарев, 2011 в), 13 статей в рецензируемых отечественных и зарубежных журналах (Вшагеу, 1998; Бусарев, 1999; Бусарев, 2002; ВосЬкоу е1 а1., 2003; Вшагеу е1 а1., 2003; Прокофьева и др., 2005; Бусарев и др., 2007; Бусарев и др., 2008; Прокофьева-Михайловская и др., 2009; Бусарев, 2010; Вшагеу ег а1., 2010/2011; Бусарев, 2011а; Бусарев, 2011 г), 8 статей в трудах конференций (Бусарев, 2000; Вшагеу, Тагап, 2002; Бусарев, 2003; Визагеу е1 а1., 2004; Бусарев и др., 2006; Бусарев, 2008; Вшагеу й а1., 2010; Бусарев, 2011) и 36 тезисов докладов, полный список которых приведен в автореферате диссертации. Результаты, включенные в диссертационную работу, были представлены в 1995-2011 гг. на 35 международных и всероссийских конференциях, в том числе на международных Лунно-планетных конференциях в США №№ 26, 31, 32, 35, 36, на международных конференциях "Астероиды, кометы, метеоры", проходивших в разных странах в 1996, 2002, 2005 и 2008 гг., на международных микросимпозиумах по сравнительной планетологии "Институт Вернадского-Браунский университет" в Москве (ГЕОХИ РАН) №№ 22, 26, 32, 34, 38, 40, 44, 48, а также на регулярных семинарах по околоземной астрономии и астероидно-кометной опасности в Институте астрономии РАН. Содержание работы достаточно полно отражено в перечисленных публикациях.

Личный вклад автора. В соответствии с перечнем результатов, выносимых на защиту, личный вклад автора при их получении распределен следующим образом.

1) Автором предложена идея поиска новых диагностических полос поглощения в спектрах отражения образцов-аналогов астероидов, а также выполнена основная часть этой работы (поиск образцов в имеющихся геологических коллекциях, подготовка образцов для различных измерений и получение их спектров отражения). Измерения спектров отражения образцов проведены при технической поддержке М. Н. Тарана (Ин-т геохимии минералогии и рудообразования, НАНУ, Киев), определение состава образцов на микрозонде проведено

В. И. Фельдманом

(Геологический ф-

т МГУ), мессбауэровские исследования образцов (определение содержания Бе и Ре3+) выполнены М. В. Воловецким (Физический ф-т МГУ), термическое прокаливание образцов гидросиликатов для определения содержания воды выполнено А. Н. Григорьевым (Химический ф-т МГУ), рентгено-фазовые измерения (определение минералогического состава образцов) проведены Г. К. Кривоконевой (Всерос. ин-т минерального сырья (ВИМС), Москва).

2) Наблюдения астероидов проводились автором самостоятельно, на телескопе ЗТЭ (1,25-м) с ПЗС-спектрографом Крымской лаборатории ГАИШ МГУ, начиная с 2003 г. Также самостоятельно выполнены обработка наблюдательных данных, расчет спектров отражения и их интерпретация.

3) Автором предложена идея СЧМ и способ его реализации.

4) Исследования 21 Лютеции и 4 Весты СЧМ выполнены совместно с Прокофьевой-Михайловской В. В. и Бочковым В. В. ("НИИ КрАО", Украина) (Прокофьева и др., 2005; Бусарев и др., 2007), вклады соавторов делятся поровну.

5) Автором сформулирована общая идея, осуществлена постановка задачи для аналитического моделирования ранней тепловой эволюции каменно-ледяных допланетных тел (имевшихся в транс-нептуновой области и в зонах формирования планет-гигантов), а также выполнена оценка параметров их внутренней структуры после тепловой эволюции. Работа выполнена совместно с А. Б. Макалкиным (ИФЗ РАН) и В. А. Дорофеевой (ГЕОХИ РАН) (Вшагеу ег а1., 2003), вклады соавторов делятся поровну.

6) Гипотеза о доставке гидратированного силикатно-углистого вещества в Главный пояс астероидов из зоны роста Юпитера при выбросе им каменно-ледяных допланетных тел и возможности формирования из их вещества астероидов С-типа и углистых хондритов автором выдвинута самостоятельно (Бусарев, 2011 г).

Структура и содержание диссертации. Диссертация состоит из Введения, пяти глав, Заключения и Приложения. Ее общий объем - 301 страница, включая 49 таблиц, 97 рисунков и список литературы из 237 наименований. В Главе I дано изложение и обоснование спектрофотометрического метода изучения астероидов. Формула для расчета спектра отражения астероида или его спектрального коэффициента яркости выведена из основных фотометрических принципов и общего определения геометрического альбедо планеты, что позволяет вычислять эту величину в абсолютных единицах. Отсюда получается используемая на практике формула для спектра отражения астероида в относительном виде, когда вместо Солнца берется солнечный аналог. Проанализированы основные источники ошибок. Сделан вывод, что принципиальная возможность обнаружения слабых минералогических полос поглощения (с относительной интенсивностью от 2-3%) в спектрах отражения астероидов обеспечивается значительной шириной этих полос, превышающей на 2-3 порядка типичный размер шумовых флуктуаций. В Главе II приведены результаты спектральных, электронно-зондовых, мессбауэровских и рентгено-фазовых исследований 4 образцов углистых хондритов (групп С1 и СМ) и 21 образца земных гидросиликатов (серпентинов и хлоритов) и оливинов, как возможных аналогов вещества астероидов. Такая подборка образцов была сделана с учетом обнаружения на поверхности многих высокотемпературных астероидов нетипичных для них гидросиликатов. Подтвержден ранее известный факт, что общей особенностью спектров отражения образцов углистых хондритов и всех образцов гидросиликатов является широкая полоса (или пара полос) поглощения в диапазоне 600-1000 нм, вызываемая электронным переносом заряда Ре2+—>Ре3+, что придает их спектрам отражения вогнутую форму. Новыми результами явились обнаружение значительной (с относительной интенсивностью до 25%) полосы поглощения

с центром у 440 нм в спектрах отражения низкожелезистых (до 2-3 вес. % БеО по микрозондовым данным) серпентинов, а также обнаружение высокой корреляции (коэффициент корреляции 0,9) эквивалентной ширины этой полосы поглощения с содержанием Ре3+. Сделано заключение о том, что полоса поглощения у 440 нм (или 0,44 мкм), вместе с полосами поглощения в диапазоне 600-900 нм (или 0,6-0,9 мкм), может быть использована как признак наличия гидросиликатов на твердых небесных телах. В Главе III представлены 164 спектра отражения избранных 43 астероидов Главного пояса (в основном высокотемпературных типов) до 12т. Эти спектры измерены автором с августа 2003 г. по апрель 2010 г. на 1,25-м телескопе Крымской обсерватории ГАИШ с ПЗС-спектрографом (с ПЗС-камерой 8ВЮ 8Т-6) в диапазоне 0,40-0,92 мкм со спектральным разрешением ~8Л. По особенностям спектров отражения астероидов, полученных в большинстве случаев при их разных относительных фазах вращения и световых фазовых углах не более 20°, выполнена качественная оценка химико-минерального состава вещества этих тел. Спектры отражения в графическом виде представлены на рисунках 14-89 в Главе III, а в цифровом табличном виде - в таблицах 7-49 в Приложении. Информация об ошибках измерений для каждого из этих спектров помещена в таблицу 6 (Приложение). В среднем относительные ошибки полученных спектров отражения в центральной части видимого диапазона составляют 1-2% и возрастают до 5-7% вблизи границ используемого спектрального диапазона. Наиболее важным результатом изучения полученных наблюдательных данных явилось обнаружение на большинстве астероидов высокотемпературных типов ("8", "М", "Е" и "V") признаков наличия нетипичных гидросиликатов. Этот результат указывает на существование постоянного процесса переноса примитивного вещества, включающего гидросиликаты из-за границы конденсации водяного льда в центральную часть Солнечной системы. В Главе IV изложен новый спектрально-частотный метод и приведены результаты его применения при изучении 21 Лютеции и 4 Весты - астероидов высокотемпературных типов. При частотном анализе в качестве параметра была использована эквивалентная ширина полосы поглощения у 0,44 мкм (Ге3+), обнаруженная в спектрах отражения этих астероидов при разных относительных фазах вращения. Принципиально новой особенностью СЧМ является возможность

перехода от частот изменения яркости вращающегося тела, наблюдаемого как точечный светящийся объект, к пространственным частотам на его поверхности. Очевидно, что пространственные частоты характеризуют размеры структурных образований на поверхности небесного тела. На уровне отношения сигнала к шуму S/N = 4-5 размеры образований на поверхности Лютеции, интерпретируемые как пятна гидросиликатов, находятся в пределах от 70 до 3 км, а на поверхности Весты более 50% размеров таких пятен заключены в диапазоне 13-50 км. Оказалось, что такие размеры пятен согласуются с типичными размерами кратеров на поверхности астероидов, что указывает на их связь с ударными процессами. В завершающей Главе V обсуждается вероятное происхождение астероидов основных спектральных типов в ранней Солнечной системе. На основе аналитического моделирования показано, что течение первых 5-10 млн. лет в каменно-

ледяных телах на периферии Солнечной системы и в зонах формирования

26

всех планет-гигантов благодаря распаду AI было возможно образование внутренних водных океанов. Показано, что в таких телах имелись условия для образования гидросиликатов, седиментации силикатно-органических ядер, формирования сложных органических соединений и, возможно, даже простейших биологических структур. Такие тела, выброшенные прото-Юпитером из его зоны формирования внутрь Солнечной системы, должны были оказать значительное влияние на эволюцию большинства родительских тел астероидов. На основе анализа полученных наблюдательных данных и результатов моделирования тепловой эволюции каменно-ледяных тел сформулирована гипотеза о том, что раздробленное вещество допланетных тел из зоны Юпитера было основным источником формирования наиболее многочисленных астероидов С-типа и углистых хондритов. Приводятся многочисленные факты, подтверждающие эту гипотезу. И, наконец, в Заключении работы сделаны итоговые выводы.

Глава I. Изложение и обоснование спектрофотометрического метода изучения астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел

Вначале сделаем некоторые пояснения установившейся терминологии. До появления приемников с зарядовой связью (или сокращенно ПЗС, что соответствует английской аббревиатуре CCD) общепринятой практикой было измерение спектра излучения небесного тела «пошаговым методом», то есть последовательно и небольшими частями, от нескольких ангстрем до нескольких десятков или даже сотен ангстрем. Такой метод измерений назывался «спектрофотометрией» небесного тела, независимо от того, на какой аппаратуре это осуществлялось: на сканирующем спектрофотометре или фотометре с набором узкополосных светофильтров (например, Альбицкий и др., 1951; Мартынов, 1967; Миронов, 2008). Однако уже более 20 лет при спектральных исследованиях всех небесных тел, включая и астероиды, применяются ПЗС-спектрографы, которые позволяют регистрировать спектр одновременно во всем рабочем диапазоне. В этом случае возможно употребление более краткого и универсального термина -«спектрометрия». В зарубежной научной литературе при обсуждении регистрации ПЗС-спектров астероидов часто употребляется термин "спектроскопия", хотя он более уместен при высоком спектральном разрешении (порядка десятых долей ангстрема). Поскольку здесь речь будет идти о спектрах астероидов с более низким разрешением (около десяти ангстрем и больше), а также - о многоцветной фотометрии этих тел с использованием светофильтров, мы будем придерживаться традиционного термина "спектрофотометрия".

1.1. Методика измерения спектра и получения спектра отражения твердого безатмосферного небесного тела

Спектрофотометрия твердых безатмосферных небесных тел с помощью наземных телескопов обычно выполняется в видимом и ближнем инфракрасном (ПК) диапазонах (от 0,38 до 1,1 мкм) (Adams, McCord, 1970; Маккорд и Адаме 1975; Бусарев, 1999). Его общая протяженность задается границами наиболее прозрачного спектрального «окна» земной атмосферы (например, Уокер, 1990; Kurucz, 2005). Осуществление оценки состава

вещества любого твердого безатмосферного небесного тела этим методом можно разбить на три основных этапа. Первый - это регистрация с помощью телескопа со спектрографом спектра отраженного таким телом солнечного излучения и спектра(ов) ближайшей к нему в течение наблюдательной ночи одной или нескольких стандартных звезд солнечного типа для сравнения. Второй этап - это расчет (моделирование) спектра(ов) отражения исследуемого объекта, а третий - химико-минералогическая интерпретация полученных характеристик, то есть оценка состава вещества объекта на качественном или количественном уровне. По существу, последний этап уже представляет собой прикладную задачу при спектральных исследованиях астероидов.

Физической основой для использования спектрофотометрических методов в видимом и ближнем ИК диапазонах для определения состава твердого вещества служит тот факт, что при отражении от него падающего света оно изменяет в нем спектральное распределение энергии. Величина этого изменения характеризует физические (плотность и структуру), химические (элементный состав вещества) и минералогические параметры самого верхнего слоя твердого вещества (с толщиной до десяти длин волн используемого света). Необходимо также учитывать, что практически все твердые небесные тела имеют высокую шероховатость поверхности - вплоть до неровностей размером порядка длины световой волны, поскольку покрыты слоем раздробленного при ударных процессах материала, называемого реголитом. Это, с одной стороны, способствует увеличению объема просвечиваемого солнечным светом вещества а, с другой - повышает долю прошедшего сквозь него света в общем отраженном световом потоке, в который входят еще и зеркально отраженная и рассеянная (на неровностях поверхности) компоненты. Как раз прошедшая сквозь вещество составляющая отраженного света, называемая диффузной, содержит интересующую нас информацию об элементном и минеральном составе небесного тела. Вопрос состоит в том, как эту информацию извлечь из наблюдательных данных.

Измерение спектра (распределения энергии в абсолютных единицах в спектре излучения) любого испускающего свет небесного объекта выполняется принятым в астрофизике дифференциальным методом, то есть

путем сравнения световых потоков от этого объекта и стандартной звезды (например, Харитонов и др., 1988):

Е(Х) = кЕсз(Х)[ I (X) / (IC3(X))]f(X)'ÖM, (1)

где ЕСЗ(Х) - монохроматическая (на длине волны X) освещенность верхней границы земной атмосферы (условно) стандартной звездой в эрг/см2хс><А, известная из некоторого опубликованного источника; 1(Х) и /с3(Х) - величины интенсивности излучения (количество фотонов за единицу времени) на приемнике от наблюдаемого объекта и стандартной звезды, соответственно, из которых исключен фон неба; f(X) - функция спектральной прозрачности атмосферы, рассчитанная для данной наблюдательной ночи (при условии, что в течение ночи она примерно постоянна); дМ = М - Мсз - разность воздушных масс (M(z) = 1/cosz, z - зенитное расстояние) для объекта и стандартной звезды, к - некоторый постоянный коэффициент, зависящий от регистрирующей аппаратуры. Очевидно, что в качестве стандартных звезд обычно используются только те, у которых нет переменности.

Кстати, из выражения (1) легко получить полезную при спектрофотометрических наблюдениях формулу для расчета функции спектральной прозрачности атмосферы, если берутся данные повторных наблюдений одной и той же стандартной звезды в разные моменты времени при различных воздушных массах:

f(X)= [12(Х)/1х(Х))]УШ, (2)

где I\(Х) и 12(Х) - величины отсчетов для стандартной звезды в разные моменты времени на приемнике, из которых исключен фон неба, а дМ = М\ — М2 - разность воздушных масс для стандартной звезды в соответствующие моменты времени.

Остановимся на достаточно типичном при наземных астрономических наблюдениях случае, когда твердое безатмосферное небесное тело является достаточно малым или удаленным, чтобы его можно было считать точечным источником света. Рассматриваемые здесь астероиды этому случаю вполне соответствуют, так как при наземных наблюдениях видимые размеры даже

самых крупных из них не превышают нескольких десятых долей угловой секунды. Как известно, термин "астероид", введенный Уильямом Гершелем еще в начале XIX в., в переводе с древнегреческого означает "звездоподобный".

Ранее было показано (Бусарев, 1999), что монохроматическая освещенность безатмосферной планетой верхней границы земной атмосферы (при нормальном падении лучей) Еп(Х) может быть выражена через монохроматическую освещенность этой планеты солнечным светом Ес(2):

Еп(2) = жГАЕ(а,Х)Ес(Х)г2/А2, (3)

где Гд - геометрическое альбедо, учитывающее интегральные физико-химические свойства наблюдаемой полусферы планеты, Е(а,2) - фазовая функция планеты (при фазовом угле а = О Е(а,Х) = 1), г — радиус планеты, Л -расстояние между планетой и Землей. Но поскольку неизвестную величину Ес(2) можно выразить по закону обратных квадратов через известную (из

литературных источников) освещенность верхней границы земной

2 2

атмосферы солнечным светом Е0(Х) как ЕС(Х) = Е0(Х)Яо /Я (Я о - расстояние от Земли до Солнца, а К - расстояние от планеты до Солнца), то формулу (3) можно представить в следующем виде:

Еп(Х) = жГхЕ(а,Х)Ео(Х)г2Яо2/(112А2) (4)

Назовем

р(а,Х) = ГхЕ(а,Х) (5)

спектральным коэффициентом (или фактором) яркости (СКЯ) наблюдаемой полусферы безатмосферной планеты (или любого другого твердого безатмосферного небесного тела) в системе плоского абсолютно белого ламбертового экрана с размером равным среднему размеру планеты и условно находящегося рядом с ней ортогонально направлению солнечного освещения (Шаронов, 1958). Тогда из выражений (1) и (4-5) получим формулу для расчета СКЯ наблюдаемой полусферы малой безатмосферной планеты или астероида р(а,Х) в абсолютных единицах (Бусарев, 1999):

р(а,Х) =кп ЕСЗ(Х) /а (а, Х)/(Х/Ш/ (Е0(Х) Ш),

(6)

где а - текущее значение фазового угла планеты (напомним, что это угол с вершиной в геометрическом центре астероида между направлениями на Солнце и наблюдателя); Е0(Х) и ЕСЗ(Х) - монохроматические освещенности верхней границы земной атмосферы Солнцем и стандартной звездой, соответственно, в эрг/см2хс><А, известные из каких-либо публикаций; /а(Я) и 1сз(Л) - величины интенсивности света от астероида и стандартной звезды на приемнике, из которых исключен фон неба; /(X) - функция спектральной прозрачности атмосферы, рассчитанная для данной наблюдательной ночи; ёМ = Мд- Мсз - разность воздушных масс, соответствующих астероиду и

стандартной звезде; к - постоянный коэффициент, зависящий, как и в

2 2 2 2

формуле (1), от регистрирующей аппаратуры, п = (Я А) /(лтЯ0) -безразмерный множитель. Таким образом, р(а,Х) является безразмерной функцией, которая может быть рассчитана по формуле (6). Если эта функция представлена в ограниченном спектральном диапазоне (который, как правило, задается используемой аппаратурой), то это и есть спектр отражения астероида при фазовом угле а. Из формул (5) и (6) следует, что если фазовый угол астероида равен нулю (или достаточно близок к нему), то спектр отражения этого астероида представляет собой спектральную зависимость геометрического альбедо для его наблюдаемой полусферы.

Главная проблема при получении астероидного спектра отражения (следует понимать, что он представляет собой расчетную или модельную характеристику) состоит в том, что астероид и Солнце невозможно наблюдать одновременно или хотя бы с разницей во времени в пределах нескольких часов при одинаковых атмосферных условиях. В течение одной наблюдательной ночи можно провести только измерение спектров исследуемого объекта и заменяющей Солнце звезды или солнечного аналога, близкого к Солнцу по физическим и химическим параметрам. Если используемая при наблюдениях астероида стандартная звезда является солнечным аналогом, то формула (6) приобретает более простой вид (при условии, что относительные распределения энергии в спектрах Солнца и солнечного аналога очень близки, то есть ЕСЗ(Х) ~ Е0(Х)):

р(а,Х) ~кп 1п(а,Х)МУш/1сз(Х)

(?)

Как видно из выражения (7), для приближенного расчета спектра отражения астероида даже не требуется знать распределение энергии в спектре стандартной звезды в абсолютных единицах (при условии, если она является хорошим солнечным аналогом). По причине большей простоты, формула (7) применяется на практике более широко, чем (6), но за это приходится «платить» некоторой потерей точности. Обсудим это в следующих разделах. А здесь еще отметим, что важным преимуществом рассмотренного дифференциального метода получения спектров астероидов (как и других небесных тел), и в частности формулы (7), является возможность исключения постоянных (или медленно меняющихся) мультипликативных погрешностей, имеющихся как в измеряемых спектрах объектов, так и в спектрах стандартов. К числу таких погрешностей относятся также инструментальные особенности или медленно меняющиеся атмосферные условия наблюдений.

На практике получить спектральное распределение геометрического альбедо Гх для любого астероида бывает сложно, так как условие ¥(а,Х) = 1 (при а - 0) выполняется в течение весьма ограниченного времени, вблизи момента оппозиции астероида. Кроме того, учитывая вращение, нерегулярность формы тела и неоднородность поверхностного вещества, свойственные абсолютному большинству астероидов (подробнее остановимся на этом далее), для правильного описания свойств какого-либо из них необходимо получение и усреднение, по крайней мере, нескольких спектров отражения при разных наблюдаемых положениях (или относительных фазах вращения) этого тела.

Как показывают спектральные исследования раздробленных образцов-аналогов, при значительных изменениях фазовых углов физическое состояние поверхностного вещества (его пористость, степень раздробленности и микроструктура частиц) астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел влияет на их спектры отражения (напр., ОгасНе, Уеуегка, 1986; Сарассют е1 а1., 1990). Но при вариациях фазовых углов в ограниченном диапазоне это может привести к погрешностям (например, в наблюдаемой глубине полос поглощения) не более нескольких процентов. Как следует из нашего опыта изучения спектров отражения

астероидов, форма спектров в видимом и ближнем ИК диапазонах, определяемая химико-минеральным составом вещества, остается практически неизменной или меняется слабо вплоть до фазовых световых углов порядка 15-20°. По-видимому, это объясняется относительно слабым влиянием фазовых характеристик астероидов на их спектры отражения в указанном диапазоне фазовых углов. Приведенные здесь 164 спектра отражения 43 астероидов (Глава III) получены в диапазоне а ~ 0 20°, и поэтому достаточно близки к спектральной зависимости их геометрического альбедо и правильно описывают особенности химико-минерального состава этих тел.

После расчета спектров отражения, они обычно нормируются на значение СКЯ на 0,55 мкм (соответствующее максимуму в распределении энергии солнечного излучения) с тем, чтобы исключить из них вариации яркости, вызванные изменением формы и, соответственно, - наблюдаемого поперечного сечения астероида при вращении, а также любые другие общие изменения яркости, не связанные с астероидом. Нормированный спектр отражения астероида можно выразить следующей формулой:

р '(а,Х) = (TxF(a,X)) / ( rMF(a,X0)), (8)

где X - текущее значение длины волны, Л.0 - фиксированная длина волны, на которой выбирается нормировочное значение коэффициента яркости р0(а,Х0) = Гхо F(a,Xо) (мы принимаем Х0 = 0,55 мкм). Подчеркнем, что р'(а,Х) представляет собой нормированный СКЯ (или спектр отражения), который является функцией длины волны и фазового угла и не зависит от каких-либо общих изменений яркости.

1.2. Солнечные аналоги как стандарты и как источники шума при получении спектров отражения твердых безатмосферных небесных тел

Кроме отсутствия переменности, имеются также некоторые ограничения на спектральные классы используемых стандартных звезд при наблюдениях астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел. В случае применения формулы (6) мы сравниваем отраженное от твердого тела излучения звезды класса G1.5V (Солнца), имеющей в спектре достаточно

много линий металлов (напр., Kurucz, 2005; Ramirez et al., 2009), с излучением стандартной звезды. Поэтому, вообще говоря, для уменьшения спектрального шума в получаемом спектре отражения объекта в качестве стандартных желательно использовать звезды более ранних спектральных классов, чем Солнце (например, А и F). Как известно, в спектрах таких звезд значительно меньше линий металлов или они отсутствуют (Cayrel de Strobel, 1996; Ramirez et al., 2009). Но в предыдущем разделе было сказано, что выбор в качестве стандартных звезд солнечных аналогов позволяет существенно упростить получение спектров отражения твердых безатмосферных небесных тел. Поэтому оптимальным вариантом все же следует считать использование стандартных звезд, являющихся хорошими солнечными аналогами. К сожалению, идеальных спектральных аналогов Солнца пока не найдено по причине неизбежных различий физических и химических параметров у звезд даже одного спектрального класса. На сегодняшний день имеется только около двух десятков близких аналогов Солнца и еще несколько десятков звезд - кандидатов в солнечные аналоги (Hardorp, 1980; Cayrel de Strobel, 1996; Глушнева и др., 2000; Ramirez et al., 2009). Все эти звезды имеют звездные величины 4-9т и спектральные подклассы G0IV-G5V. В первом приближении их можно считать «заменителями» Солнца. При расчете спектра отражения астероида выполняется деление отсчетов в спектре астероида (а, фактически, в спектре Солнца) и солнечного аналога на каждом значении длины волны. Следовательно, в астероидном спектре отражения проявляются в виде шума все имеющиеся спектральные различия между звездой-аналогом и Солнцем, особенно - в областях бальмеровского скачка и наиболее интенсивных линий поглощения. При этом значительные искажения могут возникнуть и в форме континуума спектра отражения астероида. Эти проблемы уже обсуждались нами ранее (Бусарев, 1999; Бусарев и др., 2007а). Подобные погрешности в спектрах отражения астероидов, к сожалению, полностью устранить невозможно. Единственным способом их уменьшения является поиск и использование звезд, являющихся хорошими аналогами Солнца.

1.3. О спектральных помехах, возникающих в земной атмосфере

Еще один значительный источник спектрального шума при получении спектров отражения твердых небесных тел - это земная атмосфера. Как известно, при прохождении света сквозь нее, с одной стороны, озон, кислород, водяной пар и углекислый газ порождают в видимом и ближнем ИК диапазонах интенсивные и меняющиеся линии и полосы поглощения (которые называются теллурическими) (напр., Седунов и др., 1991; Кигисг, 2005). В случае быстрых изменений спектральной прозрачности земной атмосферы теллурические полосы поглощения не удается полностью исключить из спектров отражения астероидов при их получении рассматриваемым методом. С другой стороны, наряду с относительно постоянным молекулярным (релеевским) рассеянием в земной атмосфере, водяные и пылевые аэрозоли, а также неоднородности плотности и ячейки воздушной турбулентности вызывают значительное и сильно меняющееся рассеяние и флуктуации проходящего света. Даже в чистой (при видимом отсутствии облаков и дымки) и спокойной земной атмосфере перечисленные эффекты поглощения и рассеяния могут приводить к искажениям в атмосфере волнового фронта итегрального светового потока в различных направлениях, которые передаются его монохроматическим составляющим. Поэтому при сравнении (делении) монохроматических интенсивностей световых потоков от исследуемого объекта и стандартной звезды, прошедших в земной атмосфере разные оптические пути, случайные флуктуации неизбежно порождают в результирующем спектре заметную шумовую составляющую.

Перечисленные выше источники или причины возникновения шума в спектрах отражения астероидов можно назвать «внешними» по отношению к регистрирующей аппаратуре (включающей телескоп, спектрограф и ПЗС-матрицу в качестве приемника излучения). Следует отметить, что, как правило, такая "внешняя" шумовая составляющая в астероидных спектрах отражения многократно превосходит "внутреннюю", связанную с регистрирующей аппаратурой.

1.4. Способы борьбы с «внешним» спектральным шумом

Как уже говорилось в разделе 1.2, подбор стандартных звезд более ранних спектральных классов (по сравнению с солнечным) или хороших солнечных аналогов помогает значительно снизить шумовую компоненту в спектрах отражения твердых безатмосферных небесных тел. Но поскольку подобную шумовую компоненту полностью устранить невозможно, то для борьбы с ней применяются специальные методы.

Для подавления остаточного шума в астероидных спектрах отражения применяются, например, частотная фильтрация и сглаживание, которые улучшают качество спектров и облегчают идентификацию в них реальных деталей. Как будет показано ниже, такими реальными деталями в спектрах отражения астероидов являются полосы поглощения переходных металлов, их окислов и более сложных соединений, возникающих в кристаллических полях астероидного поверхностного вещества. Ширина этих особенностей составляет от сотни до 1-2 тысяч ангстрем и на 2-3 порядка превосходит детали обычной шумовой структуры примерно соответсвующей используемому спектральному разрешению. Другими словами, шум в астероидных спектрах отражения является высокочастотной составляющей. Сглаживание спектров отражения - это достаточно действенный способ снижения шума. Такое сглаживание может быть выполнено, например, методом «бегущего среднего», когда интервал усреднения с фиксированным количеством усредняемых точек последовательно перемещается по спектру. На рисунке 1а представлен спектр отражения астероида 21 Лютеция, рассчитанный по спектрам астероида и звезды - солнечного аналога (Ш)117176), которые были получены 5/6 марта 2006 г. в Крымской лаборатории Гос. астрономического ин-та им. П. К. Штернберга МГУ (ГАИШ МГУ) (1,25-м телескоп со спектрографом и ПЗС-матрицей 8ВЮ БТ-6) при наличии тонкой перистой облачности. На рисунке 16 - тот же спектр, но после сглаживания методом «бегущего среднего» по 5 точкам. Результаты сглаживания спектра отражения астероида 83 Беатриса (рис. 1в), полученного 8/9 апреля 2004 г. при наличии в атмосфере водяного аэрозоля изображены на рисунке 1г (кривая серого цвета, полиномиальная аппроксимация - линия черного цвета).

21.1югении

(а)

21. Пошит

(о)

0,35

1,6 1-

1,4 1-

1 ? I 1 ~

г -

- 0,6 } .„**<"

г^г-*

'■"Г

0,55 0,65 0,75 Д. ШИН 110.1111,1 (мкм) 83 1>о,11 |)ис.1 (»У

0,85

»,95

О т-^—— 0.И 0,45

(1,55 0,65 и,75 0.85 Д.ИШЛ 110.1ПЫ (МКЧ)

83 1и\1фИ<\1

(О

0,95

0,5? 0,65 0,75 .Длина волны (мкм)

0,55 0.65 0,75 Дшн.| шины (мкм)

Рис. 1. Примеры «зашумленных» спектров и их сглаживания: (а) нормированный спектр отражения 21 Лютеции, полученный 5/6 марта 2004 г. сквозь тонкую облачность типа «цируса»; (б) тот же спектр, но сглаженный методом «бегущего среднего» по 5 точкам; (в) нормированный спектр отражения 83 Беатрисы, полученный в условиях наличия в атмосфере водяного аэрозоля (8/9 апреля 2004 г., Крым); (г) тот же спектр, но сглаженный методом «бегущего среднего» по 5 точкам (серая кривая) и аппроксимированный полиномом 4-й степени (черная кривая).

Следует заметить, что при использовании формулы (2) для расчета средней функции спектральной прозрачности земной атмосферы для каждой наблюдательной ночи /(А) из нее таким же способом (сглаживания и полиномиальной аппроксимации) удаляется высокочастотная шумовая компонента.

1.5. Основные особенности в спектрах отражения астероидов и их химико-минералогическое значение

Выше говорилось, что полосы поглощения в спектрах отражения астероидов иногда вызываются причинами, не связанными с составом их

вещества, а, например, возникают при неполном исключении теллурических полос, несовпадении спектральных характеристик Солнца и звезд-солнечных аналогов или неучете каких-то других посторонних факторов. Здесь мы рассмотрим истинные полосы поглощения твердого вещества, которые характеризуют его химико-минеральный состав.

Мы рассматриваем возможность оценки состава вещества астероидов с помощью спектрофотометрии, как дистанционного метода. Такая возможность основывается, прежде всего, на сравнении спектров отражения астероидов (выраженных в абсолютных или относительных единицах) с лабораторными спектрами отражения их вероятных образцов-аналогов. Аналогами вещества астероидов служат земные горные породы, отдельные минералы, а также имеющиеся в земных коллекциях метеориты, являющиеся в большинстве случаев фрагментами астероидов. Интенсивное изучение таких образцов спектральными и фотометрическими методами, учитывающими разные условия освещения и наблюдения, началось с середины 60-х годов прошлого столетия. Образцы-аналоги изучаются, как правило, в раздробленном состоянии - вплоть до мельчайших частиц. С одной стороны, только так может быть получен качественный спектр диффузного отражения твердого вещества, несущий информацию о его составе. С другой стороны, здесь учитывается известный из многочисленных дистанционных и прямых (космических) исследований факт, что поверхности Луны, астероидов и других твердых небесных тел покрыты слоем раздробленного при ударных процессах поверхностного вещества или реголитом (что в переводе с древнегреческого означает «покрывало камня»). Так были созданы подробные базы данных спектральных характеристик практически всех имеющихся образцов твердого природного вещества (напр., Adams and McCord, 1970; Conel and Nash, 1970; Charette et al., 1974; Wagner et al., 1987; Pieters, Hiroi, 2004). Кстати, при этих спектральных исследованиях образцов-аналогов было установлено, что глубина минералогических полос поглощения в спектрах отражения твердых тел в некоторой степени зависит от размеров, формы и других параметров частиц поверхностного вещества которые можно оценить у небесных тел с помощью аналитического или численного моделирования, основанного на теории радиационного переноса (напр., Cloutis et al., 1986; Hiroi, Pieters, 1994).

При изучении и сравнении спектров отражения астероидов и образцов-аналогов были установлены следующие основные факты. Вблизи границ «окна» спектральной прозрачности земной атмосферы, используемого при наблюдениях астероидов (0,35-1,1 мкм), находятся две самые сильные в силикатном веществе полосы поглощения: полоса переноса электронного заряда кислород-металл с минимумом в ультрафиолетовом (УФ) диапазоне, вблизи 0,2 мкм и пироксен-оливиновая с минимумом у 1,0 мкм. Как показали теоретические и экспериментальные исследования, более интенсивная УФ-полоса в основном зависит от степени окисления силикатного вещества, а ее длинноволновое крыло определяет наклон и форму спектра отражения твердого тела во всем видимом диапазоне (Loeffler et al., 1974; Burns, 1993). Полоса поглощения у 1,0 мкм, образующаяся при разрешенных по спину электронных переходах в катионах Fe2+ в кристаллических полях, является суперпозицией полос поглощения, характерных для таких распространенных минералов, как ортопироксен (полоса с центром у 0,90 мкм), клинопироксен (у 1,0 мкм) и оливин (у 1,01 мкм) (Adams, 1975; Платонов, 1976; Бахтин, 1985; Хоменко, Платонов, 1987). Дополнительными индикаторами этих минералов в твердых телах могут быть более слабые полосы поглощения с центрами у 0,506 мкм (пироксена) и у 0,50 мкм (оливина), возникающие при

-с 2+

запрещенных по спину кристалло-польных электронных переходах в re (Платонов, 1976; Хоменко, Платонов, 1987; Cloutis et al., 2010).

Еще одна заметная полоса поглощения, типичная для силикатного гидратированного или высокоокисленного вещества, наблюдается у 0,70-0,80 мкм и возникает при электронном переносе заряда Fe —>Fe (Burns et al., 1972; Платонов, 1976; Бахтин, 1985; Burns, 1993). Интересно, что при повышенном содержании Fe203 в земных пироксенах и оливинах эта полоса может даже маскировать их диагностическую полосу поглощения у 1 мкм (Adams, 1975). По причине значительного содержания гидросиликатов и других гидратированных соединений в углистых хондритах (Dodd, 1981; Jarosewich, 1990) интенсивная полоса поглощения с центром у 0,70-0,80 мкм или на близких длинах волн придает их спектрам отражения специфическую вогнутую форму во всем диапазоне 0,5-1,0 мкм (см. рис. 2). Важным индикатором гидросиликатов и высокоокисленных соединений железа в видимом диапазоне также является недавно обнаруженная интенсивная

полоса поглощения с центром у 0,44-0,45 мкм (Busarev et al., 2004а). В качестве дополнительных индикаторов окисленного вещества можно рассматривать слабые полосы поглощения с центрами у 0,60 и 0,67 мкм,

обнаруженные в спектрах отражения окисленных Fe- и Fe-Ni-соединений и

(

минералов группы шпинели, представляющих собой сложные оксиды Fe, Mg, Al, и Cr (Hiroi et al., 1996).

Вообще говоря, в спектрах твердых небесных тел примерно до 2,5 мкм преобладает отраженная солнечная компонента, от 2,5 до 5,0 мкм отраженная и тепловая (эмиссионная) компоненты постепенно сравниваются, а на длинах волн свыше 5,0 мкм преобладает последняя (Lebofsky, Spencer, 1989). Поэтому при наземных наблюдениях твердых безатмосферных небесных тел часто используется и ближняя инфракрасная (ИК) область спектра примерно от 1,0 до 3,0 мкм, так как тепловая составляющая излучения этих тел сравнительно невелика и может быть исключена. Хотя в этом диапазоне имеется несколько сильных атмосферных полос поглощения (Уокер, 1990), он весьма информативен. Практически у всех минералов и других природных соединений здесь есть не только полосы поглощения кристаллического поля, но и имеющие высокую интенсивность колебательно-вращательные полосы (напр., Adams, 1975; Хоменко, Платонов, 1987; Wagner et al., 1987). Например, в спектрах отражения некоторых астероидов с высокотемпературной минералогией у 1,25 мкм наблюдается полоса поглощения плагиоклазов с небольшой интенсивностью, возникающая при электронных переходах в Fe в кристаллическом поле (Adams, 1975; Бахтин, 1985). В спектрах отражения многих астероидов полосы поглощения пироксенов проявляются не только у 1,0 мкм, но и у 2,0 мкм (приписываемые разрешенным по спину электронным переходам в Fe2+ в кристаллическом поле) (Adams, 1975; Хоменко, Платонов, 1987). Для спектров отражения водяного льда и связанной воды, входящей в гидратированные силикатные соединения в виде гидроксила (ОН), характерна полоса поглощения у 3,0 мкм (Lebofsky et al., 1981; Lebofsky et al., 1995). Необходимо подчеркнуть, что эта полоса поглощения имеет большое значение для изучения природы и происхождения твердых небесных тел. В частности, благодаря получению наблюдательных спектральных данных у 3,0 мкм удалось впервые найти водяной лед на поверхности галилеевых спутников Юпитера (Мороз, 1965),

обнаружить нетипичные гидросиликаты на поверхности значительного ряда астероидов высокотемпературных типов (Rivkin et al., 2000; Rivkin et al., 2002) и, наконец, идентифицировать пленки из водяного льда и сложных органических соединений, покрывающие силикатные частицы на поверхности астероида 24 Темида (Rivkin, Emery, 2010).

Интерпретация спектров отражения твердых небесных тел и оценка состава их вещества возможна как на качественном, так и на количественном уровнях. В первом случае в спектрах отражения выполняется простая идентификация характеристических полос поглощения каких-либо минералов или соединений, которая позволяет утверждать о их наличии на поверхности небесного тела. При количественной интерпретации или, собственно, моделировании спектров отражения твердых небесных тел используется банк цифровых данных о спектрах отражения земных горных пород и минералов, а также лунных и метеоритных образцов. Эти спектральные характеристики могут быть подобраны или скомбинированы с помощью специальной программы таким образом, чтобы модельный спектр отражения максимально соответствовал спектру отражения изучаемого твердого тела и, в результате, - оценить количественное содержание отдельных компонент его вещества (напр., Gaffey et al., 1993; Clark, 1995). При компьютерном моделировании имеется возможность задавать также параметры фотометрической функции поверхностного вещества твердого тела, учитывающие размеры, форму и плотность «упаковки» частиц, степень зрелости вещества и тому подобное.

1.6. Влияние космогенных факторов на спектральные характеристики астероидов

Следует остановиться также на вопросе о некоторых различиях спектров отражения твердых небесных объектов и геологических материалов, изучаемых в лабораторных условиях и используемых в качестве образцов-аналогов. Несмотря на ряд близких совпадений, в земных коллекциях минералов, горных пород и даже метеоритов нет образцов, спектры отражения которых идеально соответствовали бы спектрам отражения астероидов или других твердых безатмосферных небесных тел. Причины различий стали выясняться после доставки на Землю и тщательного изучения

образцов лунного вещества (например, Conel, Nash, 1970; Charette et al, 1974), а также при анализе изображений астероидов и спутников планет, полученных с помощью сближавшихся с ними космических аппаратов. Главная из этих причин - это так называемое «созревание» их поверхностного вещества под влиянием длительного воздействия (в течение миллионов или даже миллиардов лет) метеоритного и микрометеоритного потоков, а также коротковолнового и корпускулярного излучения солнечного и галактического происхождения. Например, зрелый лунный реголит характеризуется высоким содержанием (до 60-79 вес. %) агглютинатов -обогащенных железом стеклообразных конгломератов или ударно-переплавленных фрагментов минералов и горных пород, мельчайших частиц восстановленного железа, напыленных металлических пленок на поверхности частиц и т. п. (Conel, Nash, 1970; Charette et al, 1974). Обнаружение мельчайших частиц восстановленного железа нанометровых размеров в образцах метеоритов позволяет предполагать, что на астероидах действует тот же механизм созревания поверхностного вещества, что и на лунйой поверхности (напр., Gaffey, 1986; Moretti et al., 2005).

Применение методов экспериментального моделирования перечисленных космогенных факторов позволяет «сблизить» спектры отражения астероидов, гидратированных или ледяных тел и их вероятных аналогов. Поскольку на поверхности астероидов при ударах микрометеоритов с космическими скоростями происходит быстрое плавление и остывание (закалка) силикатного вещества, то воздействие импульсного излучения лазера или потока ионов на порошкообразные аналоги их вещества позволяет получить образцы, спектры отражения которых почти неотличимы от соответствующих характеристик астероидов. Например, порошок обыкновенного хондрита после такой обработки приобретает спектральные свойства, сходные с наблюдаемыми характеристиками некоторых S-астероидов (Moroz et al., 1993; Мороз, 1995; Lazzarin et al., 2006). A облучение импульсным лазером или потоком ионов порошка углистого хондрита, являющегося аналогом низкоальбедных (как правило, гидратированных) астероидов, приводит к его дегидратации и, соответственно, - к сглаживанию в его спектре отражения полос поглощения гидросиликатов, а иногда - к появлению полосы поглощения Fe2+ у 1 мкм

(Moroz et al., 2004; Lazzarin et al., 2006). Похожее влияние на спектры отражения образцов углистых хондритов оказывает их нагревание (Hiroi et al., 1993). Таким образом, оптические характеристики метеоритов, являющихся в большинстве случаев фрагментами недр астероидов (так как можно предполагать, что они оказались на Земле в результате дробления этих тел), должны несколько отличаться от аналогичных характеристик «переработанных» материалов того же состава на поверхности астероидов.

1.7. Альбедные неоднородности поверхностного вещества астероидов и возможные причины их возникновения

Как известно из многочисленных лабораторных оптических исследований твердого вещества, альбедо или отражательная способность твердого тела в видимом диапазоне (чаще всего здесь подразумевается фотометрическая полоса V) - это усредненная характеристика его физико-химических свойств. Альбедные вариации астероидов могут быть вызваны рядом причин, главными из которых являются изменения элементного состава вещества и/или степени его окисления, а также физического состояния или структуры вещества (средней плотности, пористости или гранулометрического состава). Интересно, что в конце 70-х годов XX в. результаты примерно двадцатилетних наблюдений астероидов с помощью наземных оптических телескопов, оборудованных достаточно точной электронной аппаратурой, показали, что независимо от фазы вращения поляриметрические и колориметрические параметры этих тел находятся в пределах ошибок измерений. На этом основании тогда был сделан вывод о фотометрической однородности поверхностей астероидов и, в частности, высказано предположение об отсутствии на них заметных альбедных вариаций (Degewij et al., 1979; Burns and Tedesco, 1979). Даже появилась гипотеза, объясняющая однородность реголита астероидов действием ударных процессов, которые должны были перемешивать и равномерно распределять вещество на их поверхностностях (Housen at al., 1979). Однако Акимову и другим (1983) удалось впервые показать, что изменения отражательной способности астероидов при вращении заметно превышают ошибки измерений. Сравнение измеренных кривых блеска ряда хорошо изученных астероидов с их модельными кривыми, рассчитанными при

разных параметрах формы этих тел, позволило прийти к выводу, что их фотометрические неоднородности могут достигать десятых долей звездной величины и являются в основном следствием наличия альбедных неоднородностей (Акимов и др., 1983). Те же авторы заключили, что полученный результат не противоречит упомянутым поляриметрическим и колориметрическим данным астероидов: если принять диапазон изменения альбедо за 100%, то диапазон изменения поляриметрических характеристик составит не более 1,5%, а показателей цвета - менее 30%.

Колебания среднего состава или степени окисления вещества наблюдаемой части поверхности какого-либо астероида можно также обнаружить на последовательных по времени (или фазе вращения) его спектрах диффузного отражения. Подобные вариации проявляются в виде изменений наклона и формы континуума спектров отражения астероидов в видимом диапазоне, который характеризует интенсивность и ширину вышеупомянутой наиболее сильной полосы поглощения кислород - металл с центром у 0,2 мкм. Изменения в составе вещества также приводят к возникновению (или исчезновению) на последовательных спектрах отражения астероидов и других полос поглощения, свойственных преобладающим на видимой полусфере астероида минералам или их комплексам. Это можно видеть на полученных нами спектрах отражения астероидов разных типов в Главе III (рис. 14-89).

Наиболее вероятные причины наличия локальных неоднородностей вещества на астероидах - это последствия падений на них более мелких тел. Частота и энергия таких столкновений были весьма высокими в прошлом (~3-4 млрд. лет назад), обусловленные резонансно-гравитационными и гравитационными возмущениями со стороны растущего Юпитера и проникающими в Главный пояс астероидов крупных допланетных тел (Сафронов, 1969; Сафронов, Зиглина, 1991; O'Brien et al., 2007). Но процесс падения более мелких тел на астероиды, вероятно, продолжается и в настоящее время (например, Petit et al., 2001; Bottke et al., 2005; Бусарев, 2010, 201 la). Самыми заметными следами ударных событий на поверхностях астероидов являются ударные кратеры (воронки) и кратерные выбросы вещества. Они хорошо видны на снимках астероидов с высоким разрешением, сделанных со сближавшихся с ними космических аппаратов.

Как известно из работ по изучению земных ударных кратеров (например, Melosh, 1989; Grieve, 1991), при ударах метеоритных тел по земной поверхности со скоростями порядка 1-10 км/с давления в эпицентре удара могли достигать десятков гигапаскалей, а температура - нескольких тысяч градусов. Результатом воздействия на силикатное вещество таких давлений и температур является его полное плавление и частичное испарение, по крайней мере, - на дне кратера. В то же время, как показывают модельные расчеты и исследования метеоритов, даже при очень сильных ударах по астероиду, энергия которых приближается к энергии разрушения тела, не происходит его глобального разогрева до высоких температур (Keil et al, 1997). То есть даже в таких экстремальных случаях в эпицентре ударного взрыва на астероидах происходит только частичное плавление и испарение поверхностного вещества и более вероятно образование брекчий (частично сплавленных конгломератов частиц, в большинстве случаев разнородных как по физическому состоянию, так и по химико-минеральному составу), чем сплошных расплавов (Dodd, 1981; Keil, 2000; Bischoff et al., 2006). Из этого следует, что ударный метаморфизм поверхностного вещества астероидов весьма неоднороден и имеет локальный характер. В качестве основных физических причин отмеченной специфики ударного метаморфизма при столкновениях малых тел сопоставимых размеров можно назвать меньшую долю кинетической энергии, переходящей в тепловую, а также более быструю диссипацию последней по сравнению с аналогичными процессами на крупных телах.

Вследствие случайного характера ударных процессов эволюция каждого астероида и отдельных образований на его поверхности имеет свои особенности. В зависимости от величины и вектора скорости упавшего на астероид тела дно образовавшегося кратера может быть заполнено как веществом ударника, так и веществом астероида (Pierazzo, Melosh, 2000). При падении на астероиды относительно мелких тел более вероятен перенос или доставка на них вещества другого типа. Даже если ударный кратер или выброс из него сформировался в основном из материала астероида, значительные ударные нагрузки и высокие температуры могут привести к изменениям структуры и состава вещества (дроблению, перемешиванию, нагреванию, частичному плавлению, удалению летучих и т. п.) (напр.,

Коржинский, 1957). Кроме того, при образовании ударных кратеров на астероидах может происходить вынос на поверхность вещества с другим элементным и/или минеральным составом. Это вещество может отличаться от материала окружающей поверхности и по физическим свойствам (например, другой крупностью или структурой частиц). И, наконец, как известно из многочисленных исследований метеоритов, вещество астероидов подвергалось интенсивной и многократной ударной переработке, включавшей целый ряд кратковременных, преимущественно восстановительных событий, которые проходили при высоких давлениях и температурах и привели к образованию обедненных кислородом неравновесных расплавов или конденсатов (Dodd, 1981; Scott et al., 1992; Ryan, Melosh, 1998; Keil, 2000; Wasserman, Melosh, 2001).

Недавно было обнаружено, что при конденсации паров силикатного вещества, сопровождающей удары твердых тел, протекает химическая реакция, характерная для мантийных процессов с высокими значениями температуры и давления (Мао, Bell, 1977). При моделировании с помощью импульсного лазера процессов ударного плавления, испарения и конденсации железосодержащих образцов авгита и перидотита в гелиевой атмосфере было показано, что происходит химическое диспропорционирование двухвалентного железа (Fe2+), при котором оно преобразуется в Fe0 и Fe3+ (Gerasimov et al., 2002; Яковлев и др., 2009). Определение и изучение состава последовательных слоев конденсата в этом эксперименте привело к однозначному выводу: наряду с уменьшением концентрации Fe2+ растет содержание не только Fe0, но и Fe3+, причем последнего - в несколько раз быстрее. Согласно интерпретации авторов, высокая плотность газа в единичном объеме образовавшегося при ударе пара как бы «запирает» освободившийся кислород в «системе» и в течение некоторого времени он остается в этом объёме, что повышает вероятность его реакции с FeO и окисления железа до трёхвалентного состояния. Сравнительное изучение тем же методом состава ударного конденсата на частицах мелкой фракции лунного реголита в образцах, доставленных «Луной-16», подтвердило действие реакции диспропорционирования двухвалентного железа в естественных условиях безатмосферного небесного тела. В последовательных слоях лунного ударного конденсата соотношения

валентных форм железа в среднем составили Бе0 : Ре2+ : Ре3+ = 1,2 : 1,9 : 0,7 (Яковлев и др., 2009). Этот результат имеет значение для интерпретации наблюдаемых спектральных характеристик не только Луны, но и астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Бусарев, Владимир Васильевич

Заключение

В отличие от многих других дистанционных методов исследования твердых безатмосферных небесных тел, получение их спектров и моделирование спектров диффузного отражения дает возможность выполнить прямую оценку химико-минерального состава их вещества. Изучение представленных спектров отражения 43 астероидов разных типов демонстрирует значительные пределы изменения состава вещества не только среди тел, принадлежащих какому-то одному типу, но и на поверхности практически каждого из них. Обнаруженные различия могли возникнуть под влиянием как первичных динамических и физико-химических процессов, так и при последующей эволюции этих тел. Увеличение объема и обобщение такой информации позволяет получить представления о происхождении и эволюции не только отдельных типов астероидов или их семейств (например, Троянцев или АСЗ), но и о космогонических динамических и физико-химических процессах в ранней Солнечной системе, результатом которых могло стать формирование разных спектральных типов астероидов.

Применение методов спектрофотометрии при изучении астероидов и других твердых безатмосферных небесных тел показывает (Бусарев, 2011 в), что это направление их исследований весьма эффективно при решении как фундаментальных, так и прикладных проблем. Но необходимо учитывать, что похожие полосы поглощения и некоторые спектральные детали в спектрах отражения твердых тел иногда вызываются разными причинами. Поэтому при интерпретации спектров отражения астероидов и других подобных тел нужна осторожность. Чтобы избежать ошибок при изучении твердых небесных объектов каким-либо одним методом, следует использовать весь объем имеющейся о них информации.

Обнаруженные и описанные в этой работе многочисленные признаки наличия примитивного гидратированного вещества на поверхностях астероидов высокотемпературных типов являются подтверждениями существования потока углисто-хондритового вещества, направленного внутрь Солнечной системы. Важно подчеркнуть, что интенсивность этого потока, вероятно, была максимальной в период проникновения в Главный пояс астероидов каменно-ледяных тел из зоны формирования Юпитера и их дробления при столкновениях с родительскими телами астероидов. Рассмотрение такого сценария позволило нам предложить возможные механизмы образования наиболее многочисленных астероидов С-типа и углистых хондритов.

Весьма вероятно, что в зонах формирования других планет-гигантов имелись похожие на ТЮЗ тела, которые были подвержены действию тех же физико-химических и динамических процессов. Поэтому многие О-, Р-астероиды и Троянцы, имеющие признаки более высокого содержания органики, могли сформироваться в соответствии с тем же сценарием, то есть в результате «вброса» тел в во внутреннюю часть Солнечной системы из зон формирования Сатурна, Урана и Нептуна. В конечном итоге, гидратированное силикатно-органическое вещество этих тел могло быть перенесено не только в зону астероидов, но и на меньшие гелиоцентрические расстояния, в том числе на прото-Землю. В связи с этим следует отметить астробиологический аспект рассматриваемых проблем. Очевидно, что в ядрах крупных каменно-ледяных допланетных тел, существовавших за границей конденсации водяного льда, в период ранней тепловой эволюции были благоприятные условия не только для образования гидросиликатов, сложных органических и предбиологических соединений, но и, возможно, простейших биологических структур. Такие материалы, в случае их доставки на раннюю Землю в неповрежденном состоянии (например, в составе пыли), могли стать «строительными блоками» для возникновения и/или дальнейшего развития жизни. Сложные органические соединения и гидросиликаты, как разновидность глинистых минералов, признаны необходимыми составляющими среды, в которой на поверхности Земли могла возникнуть или развиваться простейшая жизнь (Проблемы происхождения жизни, 2009). Интересно, что поток пылевого углисто-хондритового вещества на Землю значителен и в наше время. В эксперименте по улавливанию космической пыли в земной стратосфере было установлено, что 60% этого вещества имеет углисто-хондритовый состав (ТеБзЬе^ег е1 а1., 1992). Возможно, что пыль с таким составом образуется в основном при столкновениях и дроблении пока еще не обнаруженных небольших примитивных тел (с размером < 1 км), находящихся в Главном поясе астероидов и образующих достаточно многочисленную популяцию. Эти тела могут представлять собой сохранившиеся до наших дней относительно мелкие фрагменты допланетных тел из зоны формирования Юпитера.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Бусарев, Владимир Васильевич, 2012 год

Список литературы

Акимов Л. А., Лупишко Д. Ф., Вельская И. Н. (1983) О фотометрической неоднородности поверхности астероидов // Астрон. жур., т. 60, Вып. 5, с. 9991004.

Альбицкий В. А., Вязаницын В. П., Дейч А. Н. и др. (1951) Курс астрофизики и звездной астрономии / Под ред. А. А. Михайлова, Ленинград: Гос. издат. технико-теорет. лит-ры, 592 с.

Бахтин А. И. (1985) Породообразующие силикаты: оптические спектры, кристаллохимия, закономерности окраски, типоморфизм / Казань: Издат. Казанского ун-та, 192 с.

Бусарев В. В. (1999) Спектрофотометрия безатмосферных тел Солнечной системы // Астрон. вестн., т. 33, №2, с. 140-150.

Бусарев В. В. (2002) Гидратированные силикаты на астероидах М-, S- и Е- типов как возможные следы столкновений с телами из зоны роста Юпитера // Астрон. вестн., т. 36, №1, с. 39-47.

Бусарев В. В. (2003) Где могут быть скрыты родительские тела астероидов? // Сборник трудов конференции «Околоземная астрономия -2003» / под ред. Л. В. Рыхловой и др., т. 1, Ин-т астрономии РАН - СПб.: ВВМ, 184- 192.

Бусарев В. В. (2010) Спектральные исследования астероидов 21 Лютеция и 4 Веста как объектов космических миссий // Астрон. вестн., т. 44, с. 539551.

Бусарев В. В. (2011а) О неоднородности вещества астероидов 10 Гигии, 135 Герты и 196 Филомелы по спектрам отражения // Астрон. вестн., т. 45, № 1, с. 45-54.

Бусарев В. В. (20116) О возможном источнике углисто-хондритового и предбиологического вещества / Труды рабочего совещания-дискуссии "Активность звезд и Солнца на разных стадиях их эволюции", 17-18 декабря 2010, ГАИШ МГУ, Москва, (под ред. В.Н. Обридко и Ю.А. Наговицына), Астрономическое о-во, С.-Петербург, с. 205-218.

Бусарев В. В. (2011 в) Спектрофотометрия астероидов и ее приложения / LAP LAMBERT Acad. Pablish. GmbH & Co. KG, Саарбрюккен, 250 с.

Бусарев B.B. (2011 г) Гипотеза о происхождении углистых хондритов на малых телах и ее подтверждения // Вестн. Сиб. гос. аэрокосмического ун-та, №6(39), с. 70-76.

Бусарев В. В., Питере К. М., Козорезов К. П., Фельдман В. И. (1994) Влияние ударной нагрузки на спектральнью свойства минералов из габбро-норитов // Труды конф., посвящ. 100-летию со дня рожд. Н. П. Барабашова, Харьков, гос. ун-т, Харьков, с. 30-32.

Бусарев В. В., Прокофьева-Михайловская В. В., Бочков В. В. (2007) Спектральный и спекрально-частотный методы исследования безатмосферных тел Солнечной системы // Успехи физ. наук, т. 177, № 6, с. 663-675.

Варлаков А. С. (1986) Петрология процессов серпентинизации гипербазитов складчатых областей / Свердловск: РИСО УНЦ АН СССР, 187 с.

Вдовыкин Г. П. (1967) Углеродистое вещество метеоритов / Москва: Наука, с. 18-64, 81-135.

Витязев А. В., Печерникова Г. В., Сафронов В. С. (1990) Планеты земной группы. Происхождение и ранняя эволюция / М.: Наука, 296 с.

Глушнева И. Н., Шенаврин В. П., Рощина И. А. (2000) Звезды - аналоги Солнца: распределение энергии в спектрах и физические параметры атмосфер // Астрон. жур., т. 77, №4, с. 285-294.

Дьюли У. (1986) Лазерная технология и анализ материалов / М.: Мир, 504

с.

Иванов A.B., Курат Г., Мигдисова Л.Ф. и др. (1998) Метеорит Кайдун: до- и постаккреционное водное изменение металла фрагмента энстатитового хондрита // Геохимия, №2, с. 131-136.

Коржинский Д. С. (1957) Физико-химические основы парагенезисов минералов / М.: Издат. АН СССР, 184 с.

Макалкин А. Б. (2004) Особенности эволюции вязкого протопланетного околосолнечного диска // Астрон. вестн., т. 38, с. 559-576.

Макалкин А. Б., Дорофеева В. А. (1996) Строение протопланетного аккреционного диска вокруг Солнца на стадии Т Тельца. II. Результаты расчета моделей // Астрон. вестн., т. 30, с. 496-513.

Маккорд Т. Б., Адаме Дж. Б. (1975) Использование наземных телескопов для определения состава поверхности тел Солнечной системы // Космохимия Луны и планет. Труды Сов.-Амер. конф. по космохимии Луны и планет / Под ред. А. П. Виноградова, М.: Наука, с. 547-573.

Маракушев А. А., Грановский Л. Б., Зиновьева Н. Г. и др. (2003) Космическая петрология / М.: Наука, с. 183-249.

Мартынов Д. Я. (1967) Курс практической астрофизики / М.: Наука, 1967, 544 с.

Мелош Г. (1994) Образование ударных кратеров / М.: Мир, 336 с.

Миронов А. В. (2008) Основы астрофотометрии / М.: ФИЗМАТГИЗ, 260

с.

Мороз В. И. (1965) Опыт инфракрасной спетрофотометрии спутников: Луна и галилеевы спутники Юпитера // Астрон. ж., т. 42, с. 1287-1295.

Мороз Л. В. (1995) Метеориты и астероиды - осмысление фактов // Природа, № 5, с. 26-31.

Платонов А. Н. (1976) Природа окраски минералов / Киев: Наукова думка, 264 с.

Проблемы происхождения жизни / Российская академия наук. Сборник научных статей (Ред. А. И. Григорьев и др.), М.: ПИН РАН, 2009, 258 с.

Прокофьева В. В., Бочков В. В., Бусарев В. В. (2005) Исследование структуры поверхности М-астероида 21 Лютеция спектральным и частотным методами// Астрон. вестн., т. 39, № 5, с. 457-468.

Прокофьева-Михайловская В.В., Рублевский А.Н., Бочков В.В. (2008) Водные соединения на поверхности астероида 4 Веста // Известия КрАО, т. 104, №1, с. 218-228.

Рузмайкина Т. В., Маева С. В. (1986) Исследование процесса формирования протопланетного диска// Астрон. вестн., т. 20, с. 212-227.

Рускол Е.Л., Сафронов B.C. (1998) Рост Юпитера как важный фактор формирования планетной системы // Астрон. вестн., т. 32, №4, с. 291-300.

Сафронов В. С. (1969) Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет / М.: Наука, с. 179-189.

Сафронов В. С., Зиглина И. Н. (1991) Происхождение пояса астероидов // Астрон. вестн., т. 25, №2, с. 190-199.

Седунов Ю. С., Авдюшин С. П., Борисенков Е. П. и др. (ред.) (1991) Атмосфера. Справочник (справочные данные, модели) / Ленинград: Гидрометеоиздат, 510 с.

Уокер Г. (1990) Астрономические наблюдения / Под ред. П.В. Щеглова, М.: Мир, 351 с.

Харитонов А. В., Терещенко В. М., Князева JI. Н. (1988) Спектрофотометрический каталог звезд / Алма-Ата: Наука, 478 с.

Хоменко В. М., Платонов А. Н. (1987) Породообразующие пироксены: оптические спектры, окраска и плеохроизм / Киев: Наукова думка, 216 с.

Шаронов В. В. (1958) Природа планет / М.: Гос. издат. физ.-мат. лит., 552

с.

Шестопалов Д. И., Голубева JI. Ф., Таран М. Н., Хоменко В. М. (1998) Оптическая спектрометрия метеоритов. Углистые хондриты и низкоальбедные астероиды // Астрон. вестн., №1, т. 32, с. 58-67.

Щеглов П. В. (1980) Проблемы оптической астрономии / М.: Наука, 271

с.

Эфемериды малых планет на 2010 год (Ред. Ю. В. Батраков и др. / С.Петербург: Наука, 2009, с. 246-250.

Яковлев О. И., Диков Ю. П., Герасимов М. В. (2009) Эффект реакции диспропорционирования двухвалентного железа при ударно-испарительных процессах // Геохимия, №2, с.141-149.

Adams J. В. (1974) Visible and near-infrared diffuse reflectance spectra of pyroxenes as applied to remote sensing of solid objects in the Solar System // J. Geophys. Res., v. 79, p. 4829-4836.

Adams J. B. (1975) Interpretation of visible and near-infrared diffuse reflectance spectra of pyroxenes and other rock-forming minerals // Infrared and Raman spectroscopy of lunar and terrestrial minerals / Ed. Karr C., New York: Academic Press, p. 91-116.

Adams J.B., McCord T.B. (1970) Remote sensing of lunar surface mineralogy: implications from visible and near-infrared reflectivity of Apollo 11 samples // Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., v. 3, p. 1937-1945.

Allard N., Kielkopf J. (1982) The effect of neutral nonresonant collisions on atomic spectral lines // Rev. Mod. Phys., v. 54, p. 1103.

Amelin Y., Krot A. N., Hutcheon I. D., and Ulyanov A. A. (2002) Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions // Science, v. 297, p. 1678-1683.

Asphaug E. (1997) Impact origin of the Vesta family // Meteorit. Planet. Sci., v. 32, p. 965-980.

Banerjee S. K., Hargraves R. B. (1971) Natural remanent magnetization of carbonaceous chondrites // Earth Planet. Sci. Let., v. 10, p. 392-396.

Bell J. F., Davis D. R., Hartmann W. K., Gaffey M. J. (1989) Asteroids: The big picture // Asteroids II / Eds Binzel R. P., Gehrels T. and Mattews M. S. Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 921-945.

Binzel R. P., Xu S. (1993) Chips off of asteroid 4 Vesta - Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites // Scince, v. 260, p. 186-191.

Bischoff A., Scott E. R. D., Metzler K., Goodrich C. A. (2006) Nature and origins of meteoritic breccias // Meteorites and the early solar system II / Eds Lauretta D. S. and McSween H. Y. Jr., Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 679712.

Bizzaro M., Baker J. A., Haack H., Lundgaard K. L. (2005) Rapid timescales for accretion and melting of differentiated planetesimals inferred from Al- Mg chronometry // Astrophys. J., v. 632, p. L41-L44.

Boehnhardt H., Delsanti A., Hainaut O. et al. (2002) The ESO large program of physical studies of TNOs and Centaurs // Proc. of "Asteroids, Comets, Meteors 2002", ESA-SP-500, Berlin, p. 47-50.

Bottke W. F., Durda D. D., Nesvorny D. et al. (2005) Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion // Icarus, v. 179, p. 63-94.

Bowell E., Lumme K. (1979) Colorimetry and magnitudes of asteroids// Asteroids / Ed. Gehrels T., Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 132-169.

Bowell E., Hapke B., Domingue D., Lumme K., Peltoniemi J., Harris A. (1989) Application of photometric models to asteroids // Asteroids II / R.P. Binzel T. Gehrels, M.S. Matthews (eds), Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 524-556.

Brearley A. J. (2006) The action of water // Meteorites and the early solar system II / Eds Lauretta D. S. and McSween H. Y. Jr., Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 587-624.

Burns J. A., Tedesco E. F. (1979) Asteroid lightcurves: Results for rotations and shapes // Asteroids/ Ed. T. Gehrels, Tucson: Univ. Arizona Press, p. 494-527.

Burns R. G. (1993) Mineralogical applications of crystal field theory / New York: Cambridge Univ. Press, 224 p.

Burns R. G., Huggins F. E., Abu-Eid R. M. (1972) Polarized Absorption Spectra of Single Crystals of Lunar Pyroxenes and Olivines //Moon, v.4, Iss. 1-2, p. 93-102.

Bus S. J. (1999) Compositional structure in the asteroid belt: Results of a spectroscopic survey // Ph. D. thesis, Massachusetts Institute of Technology.

Bus S. J., Binzel R. P. (2002a) Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. The Observations // Icarus, v. 158, p. 106-145.

Bus S. J., Binzel R. P. (20026) Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy // Icarus, v. 158, p. 146-177.

Busarev V. V. (1998) Spectral features of M-asteroids: 75 Eurydike and 201 Penelope // Icarus, v. 131, p. 32-40.

Busarev V. V. (2004) Where some asteroid parent bodies? // Lunar Planet. Sci. Conf., 35th, Houston, abstract #1026.

Busarev V. V. (2008) Spectral signs of carbonaceous chondritic material on (21) Lutetia // Asteroids, Comets, Meteors 2008, Baltimore (USA), abstract # 8010.

Busarev V. V., Krugly Yu. N. (1995) A spot of hydrated silicates on the M-asteroid 201 Penelope? // Lunar Planet. Sci. Conf. 26th, abstracts, 197-198.

Busarev V. V., Taran M. N. (2002) On the spectral similarity of carbonaceous chondrites and some hydrated and oxidized asteroids // Proc. of "Asteroids, Comets, Meteors 2002", ESA-SP-500, Berlin, p. 933-936.

Busarev V. V., Dorofeeva V. A., Makalkin A. B. (2003) Hydrated silicates on Edgeworth-Kuiper objects - probable ways of formation // Earth, Moon and Planets, v. 92. p. 345-357.

Busarev V. V., Taran M. N., Fel'dman V. I., Rusakov V. S. (2004a) Possible spectral signs of serpentines and chlorites in reflectance spectra of celestial solid bodies // Vernadsky Inst. - Brown Univ. Microsimp. on Comparative Planetoloigy, 40th, Moscow, abstract #15.

Busarev V. V., Bochkov V. V., Prokofeva V. V., Taran M. N. (2004b) Characterizing 21 Lutetia with its reflectance spectra. // The new ROSETTA targets / Eds L. Colangeli et al., Kluwer Acad. Publishers, p. 79-83.

Busarev V. V., Volovetskij M. V., Taran M. N. et al. (2008) Results of reflectance spectral, Mossbauer, X-ray and electron microprobe investigations of terrestrial serpentine samples // 48th Vernadsky-Brown Microsymp. on Comparative Planetology, Moscow, abstract No. 6.

Butler R. F. (1972) Natural remanent magnetization and thermomagnetic properties of the Allende meteorite // Earth Planet. Sci. Let., v. 17, p. 120-128.

Capaccioni F., Cerroni P., Barucci M. A., Fulchignoni M. (1990) Phase curves of meteorites and terrestrial rocks - Laboratory measurements and applications to asteroids // Icarus, v. 83, p. 325-348.

Cassen P. (1994) Utilitarian models of the solar nebula // Icarus, v. 112, p. 405-429.

Cayrel de Strobel G. (1996) Stars resembling the Sun // The Astron. Astrophys. Rev., v. 7, p. 243-288.

Chambers J. E., Wetherill G. W. (1998) Making the terrestrial planets: N-body integrations of planetary embryos in three dimensions // Icarus, v. 136, p. 304-327.

Chapman C.R., Morrison D., Zellner B. (1975) Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry // Icarus, v. 25, p. 104-130.

Charette M. P., McCord T. B., Pieters C., Adams J. B. (1974) Application of remote spectral reflectance measurements to lunar geology classification and determination of titanium content of lunar soils // Geophys. Res. J., v. 79, p. 16051613.

Chick K. M., Cassen P. (1997) Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment // Astrophys. J., v. 477, p. 398-409.

Cochran A. L.,Vilas F. (1998) The changing spectrum of Vesta: Rotationally resolved spectroscopy of pyroxene on the surface // Icarus, v. 134, p. 207-212.

Clark B. E. (1995) Spectral Mixing Models of S-Type Asteroids // Geophys. Res. J., v. 100, p. 14443-14456.

Conel J. E., Nash D. B. (1970) Spectral reflectance and albedo of Apollo 11 lunar samples: effects in irradiation and vitrification and comparison with telescopic observations // Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., v. 3, p. 1937-1945.

Cooper G. (1996) Polyhydroxylated compounds in the Murchison meteorites // Origins of Life, v. 26, p. 332-333.

Coustenis A., Jennings D. E., Jolly A. et al. (2008) Detection of C2HD and the D/H ratio on Titan // Icarus, v. 197, p. 539-548.

Cloutis E. A., Gaffey M. J., Jackowski T. L., Reed K. L. (1986) Calibrations of phase abundance, composition, and particle size distribution for olivine-orthopyroxene mixtures from reflectance spectra // Geophys. Res. J., v. 91, p. 11641-11653.

Cloutis E. A., KlimaR. L., Kaletzke L. et al. (2010) The 506 nm absorption feature in pyroxene spectra: Nature and implications for spectroscopy-based studies of pyroxene-bearing targets // Icarus, v. 207, p. 295-313.

Cruikshank D. P., Tholen D. J., Hartmann W. K. et al. (1991) Three basaltic earth-approaching asteroids and the source of the basaltic meteorites // Icarus, v. 89, p. 1-13.

Davis D. R., Chapman C. R., Greenberg R. et al. (1979) Collisional evolution of asteroids: Populations, rotations and velocities // Asteroids / Ed. Gehrels T. Tucson: Univ. Arizona Press, p. 528-557.

Degewij J., Tedesco E. F., Zellner B. (1979) Albedo and color contrasts on asteroid surfaces // Icarus, v. 40, p. 364-374.

Deloule E., Robert F. (1995) Interstellar water in meteorites? // Geochim. Cosmochim. Acta, v. 59, p. 4695-4706.

DeMeo F. E., Binzel R. P., Slivan S. M., Bus S. J. (2009) An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared // Icarus, v. 202, p. 160-180.

Desch S. J., Connolly H. C. (2002) A model of the thermal processing of particles in solar nebula shocks: Application to the cooling rates of chondrules // Meteorit. Planet. Sci., v. 37, p. 183-207.

Desch S. J., Morris M. A., Connolly H. C., Jr., Boss A. P. (2010) A critical examination of the X-wind model for chondrule and calcium-rich, aluminum-rich inclusion formation and radionuclide production // Astroph. J., v. 725, p. 692-711.

Dodd R. T. (1981) Meteorites - A petrologic-chemical synthesis // Cambridge Univ. Press, Cambridge, 368 p.

Dotto E., Barucci M.A., Fulchignoni M. et al. (1992) M-type asteroids: rotational properties of 16 objects // Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 95, p. 195211.

Drake M. J. (1979) Geochemical evolution of the eucrite parent body: Possible nature and evolution of Asteroid 4 Vesta? // Asteroids / Eds. T. Gehrels and M. S. Matthews, Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 765-782.

DuFresne E. R., Anders E. (1962) On the chemical evolution of the carbonaceous chondrites // Geochim. Cosmochim. Acta., v. 26, p. 1085-1114.

Duke M. B., Silver L. T. (1967) Petrology of eucrites, howardites and mesosiderites // Geochim. Cosmochim. Acta, v. 31, p. 1637-1665.

Dunham D. W., Herald D., (2005) Summary References. EAR-A-3-RDR-OCCULTATIONS-V3.0:ODIAMREFS_TAB. NASA Planetary Data System.

Elkins-Tanton L. T., Weiss B. P., Zuber M. T. (2011) Chondrites as samples of differentiated planetesimals // Earth Planet. Sci. Lett., v. 305, p. 1-10.

Emery J. P., Burr D. M., Cruikshank D. P. (2011) Near-Infrared Spectroscopy of Trojan Asteroids: Evidence for Two Compositional Groups // Astron. J., v. 141, article id. 25.

Fegley B. (1993) Chemistry of the Solar nebula // The chemistry of life's origins / Eds. J. M. Greenberg et al. Nethrlands: Kluwer Acad. Publ., p. 75-147.

Fern'andez Y. R., Jewitt D., Ziffer J. E. (2009) Albedos of small Jovian Trojans // Astron. J., v. 138, p. 240-250.

Fornasier S., Doressoundiram A., Tozzi G. P. et al. (2004) ESO Large Program on physical studies of Trans-Neptunian objects and Centaurs: Final results of the visible spectrophotometric observations // Astron. & Astrophys., v. 421, p. 353— 363.

Fredriksson K., Noonan A., Nelen J. (1973) Meteoritic, lunar and Lonar impact chondrules // The Moon, v. 7, p. 475-482.

Gaffey M. J. (1984) Rotational spectral variations of asteroid (8) Flora: Implications for the nature of the S-type asteroids and for the parent bodies of the ordinary chondrites // Icarus, v. 60, p. 83-114.

Gaffey M. J. (1986) The spectral and physical properties of metal in meteorite assemblages - implications of asteroid surface materials // Icarus, v. 66, p. 468486.

Gaffey M. J. (1997) Surface lithologic heterogeneity of asteroid 4 Vesta // Icarus, v. 127, p. 130-157.

Gaffey M. J., Bell J. F., Cruikshank D. P. (1989) Reflectance spectroscopy and asteroid surface mineralogy // Asteroids II / Eds Binzel R. P., Gehrels T. and Mattews M. S. Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 98-127.

Gaffey M. J., Bell J. F., Brown R. H. et al. (1993) Mineralogical variations within the S-type asteroid class // Icarus, v. 106, p. 573-602.

Gaffey M. J., Cloutis E. A., Kelley M. S., Reed K. L. (2002) Mineralogy of asteroids // Asteroids III / Eds Bottke W. F. Jr., Cellino A., Paolicchi P., Binzel R.P. Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 183-204.

Garaud P., Lin D. N. C. (2007) The effect of internal dissipation and surface irradiation on the structure of disks and the location of the snow line around Sunlike stars // Astroph. J, v. 654, p. 606-624

Gerasimov M. V., Dikov Yu. P., Yakovlev O. I. et al. (2002) Simulation of a cometary impact into lunar basalts: Chemical consequences // Lunar Planet. Sci. Conf. XXXIII, Houston, absract # 1276.

Ghosh A., Weidenschilling S.J., McSween H. Y. Jr., Rubin A. (2006) Asteroidal heating and thermal stratification of the asteroid belt // Meteorites and the early solar system II/ Eds Lauretta D. S. and McSween H. Y. Jr., Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 555-566.

Golubeva L. F., Shestopalov D. I. (1997) Spectrometry of 4 Vesta near 505 nm pyroxene absorption band // Lunar Planet. Sci. Conf. XXVIII, Houston, abstract #1685.

Goswami J. N. (2004) Short-lived nuclides in the early solar system: the stellar connection // New Astron. Rev., v. 48, p. 125-132.

Gradie J., Tedesco E. F. (1982) Compositional structure of the asteroid belt // Science, v. 216, p. 1406-1407.

Gradie J., Veverka J. (1986) The wavelength dependence of phase coefficients //Icarus, v. 66, p. 455-467.

Grieve R. A. F. "(1991) Terrestrial impact: The record in the rocks // Meteoritics, v. 26, p. 175-194.

Grimm R. E, McSween H. Y. Jr. (1993) Heliocentric zoning of the asteroid belt by aluminum-26 heating // Science, v. 259, p. 653-655.

Hapke B. (1993) Theory of reflectance and emittance spectroscopy. Cambridge Univ. Press, New York, p. 261-263.

Hardorp J. (1980) The Sun among the stars 11 Astron. Astroph., v. 91, p. 221232.

Hasegawa S., Murakawa K., Ishiguro M. et al. (2003) Evidence of hydrated and/or hydroxylated minerals on the surface of asteroid 4 Vesta // Geoph. Res. Let., v. 30, p. 2123-2126.

Hezel D. C., Palme H. (2007) The conditions of chondrule formation, Part I: Closed system // Geoch. Cosmoch. Acta, v. 71, p. 4092-4107.

Hezel D. C., Palme H. (2008) Constraints for chondrule formation from Ca-Al distribution in carbonaceous chondrites // Earth Planet. Sci. Let., v. 265, p. 716— 725.

Hezel D. C., Palme H. (2010) The chemical relationship between chondrules and matrix and the chondrule matrix complementarity // Earth Planet. Sci. Let., v. 294, p. 85-93.

Hiroi T., Pieters C.M., Zolensky M.E., Lipschutz M.E. (1993) Evidence of thermal metamorphism on the C, G, B and F asteroids // Science, v. 261, p. 10161018.

Hiroi T., Pieters C.M. (1994) Estimation of grain sizes and mixing ratios of fine powder mixtures of common geologic minerals // Geoph. Res. J., v. 99, p. 10867-10880.

Hiroi T., Vilas F., Sunshine J. M. (1996) Discovery and analysis of minor absorption bands in S-asteroid visible reflectance spectra // Icarus, v. 119, p. 202208.

Housen K. R., Wilkening L. L., Chapman C. R., Greenberg R. J. (1979) Regolith development and evolution on asteroids and the moon // Asteroids / Ed. T. Gehrels Tucson: Univ. Arizona Press, p. 601-627.

Hutchison R., Bridges J. C., Gilmour J. D. (2005) Chondrules: Chemical, petrographic and chronologic clues to their origin by impact // Chondrites and the protoplanetary disk / Eds Krot A. N., Scott E. R. D., and Reipurth B., ASP Conf. Series, v. 341, p. 933-950.

Jarosewich E. (1990) Chemical analyses of meteorites: A compilation of stony and iron meteorite analyses // Meteoritics, v. 25, p. 323-337.

Jessberger E. K., Christoforidis A., Kissel J. (1988) Aspects of the major element composition of Halley's dust // Nature, v. 332, p. 691-695.

Jessberger E. K., BohsungJ., Chakaveh S., Traxel K. (1992) The volatile element enrichment of chondritic interplanetary dust particles // Earth & Planet. Sci. Lett., v. 112, p. 91-99.

Johnson H, L. (1964) Interstellar extinction in the Galaxy// Astrophys. J., v. 141, p. 923-942.

Jones R. H., Grossman J. N., Rubin A. E. (2005) Chemical, mineralogical and isotopic properties of chondrules: Clues to their origin // Chondrites and the protoplanetary disk / Eds Krot A. N., Scott E. R. D., and Reipurth B., ASP Conf. Series, v. 341, p. 251-285.

Keil K., Stóffler D., Love S. G., Scott E. R. D. (1997) Constraints on the role of impact heating and melting in asteroids // Meteor. Planet. Sci., v. 32, p. 349-363.

Keil K. (2000) Thermal alteration of asteroids: Evidence from meteorites // Planet Space Sci., v. 48, p. 887-903.

Kevin R., Drake M. (1997) A magma ocean on Vesta: Core formation and petrogenesis of eucrites and diogenites // Meteorit. Planet. Sci., v. 32, p. 929-944.

Krot A. N., Hutcheon L. D., Keil K. (2002) Plagioclase-rich chondrules in the reduced CV chondrites: Evidence for complex formation history and genetic links between calcium-aluminum-rich inclusions and ferromagnesian chondrules // Met. Planet. Sci., v. 37, p.155-182.

Kurucz R. L. (2005) New atlases for solar flux, irradiance, central intensity, and limb intensity // Memorie della Societa Astronómica Italiana Supplement, v. 8, p.189-191.

Kvenvolden K. A., Lawless J., Pering K. et al. (1970) Evidence for extraterrestrial amino-acids and hydrocarbons in the Murchison meteorite // Nature, v. 228, p. 923-926.

Lazzarin M., Marchi S., Moroz L. V. et al. (2006) Space weathering in the main asteroid belt: The big picture // Astroph. J., v. 647, p. L179-L182.

Lebofsky L. A., Sykes M. V., Tedesco E. F. et al. (1986) A refined 'standard' thermal model for asteroids based on observations if 1 Ceres and 2 Pallas // Icarus, v. 68, p. 238-251.

Lebofsky L. A., Feierberg M. A. Tokunaga A. T., et al. (1981) The 1.7- to 4.2-|um spectrum of asteroid 1 Ceres: Evidence for structural water in clay minerals // Icarus, v. 48, p. 453-459.

Lebofsky L. A., Spencer J. R. (1989) Radiometry and thermal modeling of asteroids // Asteroids II / Eds Binzel R. P, Gehreis T., Matthews M. S., Univ. of Arizona Press, p. 128-147.

Lebofsky L. A., Feierberg M. A., Jones T. D. et al. (1995) 3-micron asteroid data. EAR-A-3-RDR-THREEMICRON-V1.2 //NASA Planetary Data System.

Lee T., Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. (1976) Demonstration of Mg excess in Allende and evidence for Al // Geophys. Res. Lett., v. 3, p. 109-112.

Levison H. F., Bottke W. F., Gounelle M. et al. (2009) Contamination of the asteroid belt by primordial trans-Neptunian objects // Nature, v. 460, p. 364-366.

Li J.-Y., McFadden L. A., Parker J. Wm. et al. (2006) Photometric analysis of 1 Ceres and surface mapping from HST observations // Icarus, v. 182, p. 143-160.

Lim L. F., McConnochie T. H., Bell J. F., Hayward T. L. (2005) Thermal infrared (8-13 |j,m) spectra of 29 asteroids: The Cornell Mid-Infrared Asteroid Spectroscopy (MIDAS) Survey // Icarus, v. 173, p. 385-408.

Lissauer J. J. (2005) Formation of the outer planets // Space Sei. Rev., v. 116, p. 11-24.

Lissauer J. J., Hubickyj O., D'Angelo G. (2009) Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints // Icarus, v. 199, p. 338-350.

Lodders K., Fegley B., Jr. (1998) The planetary scientist's companion / N.Y. -Oxford: Oxford Univ. Press, 371 p.

Loeffler B.M., Burns R.G., Tossel J.A. et al. (1974) Charge transfer in lunar materials: Interpretation of ultraviolet-visible spectral properties of the moon // Proc. of the Fifth Lunar Conf. (Supplement 4. Geochimica et Cosmochimica Acta)., v. 3, p. 3007-3016.

Low F. J., Beintema D. A., Gautier T. N. et al. (1984) Infrared cirrus: New coponents of the extended infrared emission // Astrophys. J., v. 278, p. L19-L22.

Lunine J.I. (2006) Origin of water ice in the solar system // Meteorites and the early solar system II / Eds D. S. Lauretta, H. Y. Jr. McSween, Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 863-878.

Magni G., Coradini A. (2004) Formation of Jupiter by nucleated instability // Planet. Space Sei., v. 52, p. 343-360.

Mahoney W. A., Ling J. C., Wheaton W. A., Jacobson A.S. (1984) HEAO 3 discovery of 26Al in the interstellar medium // Astron. J., v. 286, p. 578-585.

Mao H. K., Bell P. M. (1977) Disproportionation equilibrium in iron-bearing systems at pressures above 100 kbar with applications to chemistry of the Earth' mantle // Energetics of Geological Processes / Eds. S. K. Saxena, S. Bhathackarji, Springer-Verlag, p. 237-249.

Matsumura S., Pudritz R. E., Thommes E. W. (2009) The growth and migration of Jovian planets in evolving protostellar disks with dead zones // Astroph. J., v. 691, p. 1764-1779.

McCord T. B., Adams J. B., Johnson T. V. (1970) Asteroid Vesta: Spectral reflectivity and compositional implications // Science, v. 168, p. 1445-1447.

McFadden L. A., McCord T. B., Pieters C. (1977) Vesta: The first pyroxene band from new spectroscopic measurements // Icarus, v. 31, p. 439^146.

McSween H. Y. Jr., Ghosh A., Grimm R. E., et al. (2002) Thermal evolution models of asteroids // Asteroids III / Eds Bottke W. et al. Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 559-571.

McKinnonW. B. Prialnik D.; SternS. A.; Coradini A. (2008) Structure and Evolution of Kuiper Belt Objects and Dwarf Planets / The Solar System Beyond Neptune (M. A. Barucci, H. Boehnhardt, D. P. Cruikshank, and A. Morbidelli (eds.), Tucson: Univ. Arizona Press, p. 213-241.

Melosh H. J., Vickery A. H. (1991) Melt droplet formation in energetic impact events // Nature, 350, p. 494^96.

Michalowski T. (1996) Pole and shape determination for 12 asteroids // Icarus, v. 123, p. 456-462.

Miura H., Nakamoto T., Susa H. (2002) A shock-wave heating model for chondrule formation: Effects of evaporation and gas flows on silicate particles // Icarus, v. 160, p. 258-270.

Morbidelli A., Brasser R., Gomes R. et al. (2010) Evidence from the asteroid belt for a violent past evolution of Jupiter's orbit // Astron. J., v. 140, p. 13911401.

Moretti P. F., Maras A., PalombaE. et al. (2005) Detection of Nanostructured Metal in Meteorites: Implications for the Reddening of Asteroids // Astrophys. J., v. 634, p. LI 17-L120.

Moroz L. V., Fisenko A. V., Semjonova L. F., Pieters C. M. Optical effects of regolith processes on S asteroids as simulated by laser impulse alteration of

ordinary chondrite // Lunar Planet. Sci. Conf. 24th. 1993, Houston, abstracts, p. 1011-1012.

Moroz L. V., Hiroi T., Shingareva T. V. et al. Reflectance spectra of CM2 chondrite Mighei irradiated with pulsed laser and implications for low-albedo asteroids and Martian moons // Lunar Planet. Sci. Conf. 35th. 2004, Houston, abstract #1279.

Morrison D., Zellner, B. Polarimetry and radiometry of the asteroids // Asteroids / Ed. T. Gehrels, Tucson, University of Arizona Press, 1979, p. 10901097.

Mousis O., Alibert Y., Hestroffer D. et al. (2008) Origin of volatiles in the main belt // Mon. Not. Royal Astron. Soc., v. 383, p. 1269-1280.

Nakamura T., Noguchi T., Zolensky M. E., Tanaka M. (2003) Mineralogy and noble-gas signatures of the carbonate-rich lithology of the Tagish Lake carbonaceous chondrite: evidence for an accretionary breccia // Earth Planet. Sci. Lett., v. 207, p. 83-101.

Nakashima D., Nakamura T., Noguchi T. (2003) Formation history of Cl-like phyllosilicate-rich clasts in the Tsukuba meteorite inferred from mineralogy and noble gas signatures // Earth Planet. Sci. Lett., v. 212, p. 321-336.

Nedelcu D. A., Birlan M., Vernazza P. et al. (2007) Near infra-red spectroscopy of the asteroid 21 Lutetia II. Rotationally resolved spectroscopy of the surface // Astron. Astrophys., v. 470, p. 1157-1164.

O'Brien D. P., Morbidelli A., Bottke W. F. (2007) The primordial excitation and clearing of the asteroid belt - Revisited // Icarus, v. 191, p. 434-452.

Petit J.-M., Morbidelli A., Chambers J. (2001) The primordial exitation and clearing of the asteroid belt // Icarus, v. 153, p. 338-347.

Pierazzo E., Melosh H. J. (2000) Hydrocode modeling of oblique impacts: The fate of the projectile // Meteor. Planet. Sci., v. 35, p. 117-130.

Pieters C. M., Hiroi T. (2004) RELAB (reflectance experiment laboratory): A NASA multiuser spectroscopy facility // Lunar and Planet. Sci. Conf. XXXV, abstract #1720.

Pizzarello S., Cooper G. W., Flynn G. J. (2006) The nature and distribution of the organic material in carbonaceous chondrites and interplanetary dust particles // Meteorites and the early solar system II / Eds Lauretta D. S. and McSween H. Y. Jr., Tucson: University of Arizona Press, p. 625-651.

Pollack J. B., Hubickyj O., Bodenheimer P. et al. (1996) Formation of the giant planets by concurrent accretion of solids and gas // Icarus, v. 124, p. 62-85.

Prialnik D., Bar-Nun A. (1990) Heating and melting of small icy satellites by the decay of 26A1 // Astrophys. J., v. 355, p. 281-286.

Prinn R. G., Fegley B., Jr. (1981) Kinetic inhibition of CO and N2 reduction in circumplanetary nebula: implications for satellite composition // Astrophys. J., v. 249, p. 308-317.

Rabitz H. (1974) Rotation and rotation-vibration pressure-broadened spectral lineshapes // Ann. Rev. Phys. Chem., v. 25, p. 155.

Ramirez I., Melendez J., Asplund M. (2009) Accurate abundance patterns of solar twins and analogs. Does the anomalous solar chemical composition come from planet formation? // Astron. Astrophys., v. 508, p. L17-L20.

Rivkin A.S., Howell E.S., Britt D.T. et al. 3-|im spectrophotometric survey of M- and E-class asteroids II Icarus, 1995, v. 117, p. 90-100.

Rivkin A. S., Howell E. S., Lebofsky L. A. et al. (2000) The nature of M-class asteroids from 3-|im observations // Icarus, v. 145, p. 351-368.

Rivkin A. S., Howell E. S., Vilas F., Lebofsky L. A. (2002) Hydrated minerals on asteroids: The astronomical record // Asteroids III / Eds Bottke W. F. Jr. et al., Tucson: Univ. of Arizona Press, 33-62.

Rivkin A. S., Emery J. P. (2010) Detection of ice and organics on an asteroid surface //Nature, v. 464, p. 1322-1323.

Rosenberg N. D., Browning L., Bourcier W. L. (2001) Modeling aqueous alteration of CM carbonaceous chondrites // Met. Planet. Sci., v. 36, p. 239-244.

Rubin A. E. (1997) Mineralogy of meteorite groups // Meteorit. Planet. Sci., v. 32, p. 231-247.

Ruzicka A., Snyder G. A., Taylor L. A. (2000) Crystal-bearing lunar spherules: Impact melting of the Moon's crust and implications for the origin of meteoritic chondrules // Meteorit. Planet. Sci., v. 35, p. 173-192.

Ryan E. V., Melosh H. J. (1998) Impact fragmentation: From the laboratory to asteroids // Icarus, v. 133, p. 1-24.

Ryan E. L., Woodward C. E. (2010) Rectified asteroid albedos and diameters from IRAS and MSX photometry catalogs // Astron. J., v. 140, p. 933-943.

Safronov V. S. (1979) On the origin of asteroids // Asteroids / Ed. Gehrels T. Tucson: Univ. Arizona Press, p. 975-991.

Schmidt B. E., Thomas P. C., Bauer J.M. et al. (2008) Hubble takes a look at Pallas: Shape, size and surface // Lunar Planet. Sci. Conf. 39th, Houston, USA, abstract #2502.

Scott E. R. D., Keil K., Stoffler D. (1992) Shock metamorphism of carbonaceous chondrites // Geochim. Cosmochim. Acta, v. 56, p. 4281-4293.

Shepard M. K., Clark B. E., Ockert-Bell M. et al. (2010) A radar survey of M-and X-class asteroids II. Summary and synthesis // Icarus 208, 221-237.

i I • • •

Sherman D. M. (1985) The electronic structures of Fe coordination sites m iron oxides; applications to spectra, bonding, and magnetism // Phys. Chem. Minerals, v. 12, p. 161-175.

Shu F. H., Shang H., Lee T. (1996) Toward an astrophysical theory of chondrites // Science, v. 271, 1545-1552.

Shu F. H., Shang H., Gounelle M. et al. (2001) The origin of chondrules and refractory inclusions in chondritic meteorites // Astroph. J., v. 548, p. 1029-1050.

Srinivasan G., Goswami J. N., Bhandari N. (1999) Al in eucrite Piplia Kalan: Plausible heat source and formation chronology // Science, v. 284, p. 1348-1350.

Stacey F. D., Lovering J. F., Parry L. G. (1961) Thermomagnetic properties, natural magnetic moments, and magnetic anisotropics of some chondritic meteorites // Geophys. Res. J., v. 66, p. 1523-1534.

Symes S. J. K., Sears D. W. G., Akridge D. G. et al. (1998) The crystalline lunar spherules: Their formation and implications for the origin of meteoritic chondrules // Meteorit. Planet. Sci., v. 33, p. 13-29.

Tedesco E. F., Egan M. P., Price S. D. (2002) The Midcourse Space Experiment infrared minor planet survey // Astron. J., v. 124, p. 583-591.

Tedesco E. F., Noah P. V., Noah M., Price S. D. (2004) IRAS minor planet survey V6.0 // NASA Planetary Data System, IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0.

Tholen D. J. (1984) Asteroid taxonomy: From cluster analysis to photometry// Ph. D. thesis, The University of Arizona, 150 p.

Tholen D. J. (1989) Asteroid taxonomic classifications // Asteroids II / Eds Binzel R. P., Gehrels T. and Mattews M. S. Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 1139-1150.

Tholen D. J., Barucci M. A. (1989) Asteroid taxonomy // Asteroids II / Eds Binzel R. P., Gehrels T. and Mattews M. S. Tucson: Univ. of Arizona Press, p. 298-315.

Thomas P. S., Binzel R. P., Gaffey M. J. et al. (1997) Impact excavation on asteroid 4 Vesta: Hubble Space Telescope results // Science, v. 277, p. 1492-1495.

Thomas P. C., Parker J. Wm, McFadden L. A. et al. (2005) Differentiation of the asteroid Ceres as revealed by its shape // Nature, v. 437, p. 224-226.

Touboul M., Kleine T., Bourdon B. et al. (2007) Late formation and prolonged differentiation of the Moon inferred from W isotopes in lunar metals // Nature, v. 450, p. 1206-1209.

Urey H. C. (1952) Chemical fractionation in the meteorites and the abundance of the elements // Geochim. Cosmochim. Acta, v. 2, p. 269-282.

Wadhwa M., Srinivasan G., Carison R. W. (2006) Timescales of planetesimal differentiation in the early solar system // Meteorites and the early solar system II / Eds Lauretta D. S. and McSween H. Y. Jr., Tucson: University of Arizona Press, p. 715-731.

Wagner J. K., Hapke B. W., Wells E. N. (1987) Atlas of reflectance spectra of terrestrial, lunar, and meteoritic powders and frosts from 92 to 1800 NM // Icarus, v. 69, p. 14-28.

Wasserman A. A., Melosh H. J. (2001) Chemical reduction of impact processed materials // Lunar Planet. Sci. Conf. XXXII, Houston, abstract # 2037.

Weidenschilling S. J. (1997) The origin of comets in the solar nebula: A unified model // Icarus, v. 127, p. 290-306. // Icarus, v. 127, p. 290-306.

Weisberg M. K., McCoy T. J., Krot A. N. (2006) Systematics and evaluation of meteorite classification // Meteorites and the early solar system II / Eds Lauretta D. S. and McSween H. Y.Jr., Tucson: University of Arizona Press, p. 19-52.

Weiss B., Carporzen L., Elkins-Tanton L. et al. (2010) Magnetic evidence for a partially differentiated carbonaceous chondrite parent body and possible implications for asteroid 21 Lutetia // Bull. Amer. Astron. Soc., v. 42, p. 944.

Wetherill G. W., Stewart G. (1987) Formation of planetary embryos: Effects of fragmentation, low relative velocity, and independent variation in eccentricity and inclination // Icarus, v. 106, p. 190-209.

Wilson L., Keil K., Browning L. B. et al. (1999) Early aqueous alteration, explosive disruption, and reprocessing of asteroids // Met. Planet. Sci., v. 34, p. 541-557.

Wood J. A. (1984) On the formation of meteoritic chondrules by aerodynamics drag heating in the solar nebula // Earth Planet. Sci. Lett., v. 70, p. 11-26.

Yang B., Jewitt D. (2007) Spectroscopic search for water ice on Jovian Trojan asteroids // Astron. J., v. 134, p. 223-228.

Zellner B., Leake M., Lebertre T. et al. (1977) The asteroid albedo scale. I. Laboratory polarimetry of meteorites // Proc. Lunar Sci. Conf. 8th, p. 1091-1110.

Zellner B., Tholen D. J., Tedesco E. F. (1985) The eight-color asteroid survey: Results for 589 minor planets // Icarus, v. 61, p. 355-416.

Zolensky M. E., Bourcier W. L., Gooding J. L. (1989) Aqueous alteration on the hydrous asteroids: Results of EQ3/6 computer simulations // Icarus, v. 78, p. 411-425.

Zolensky M. E., Weisberg M. K., Buchanan P. C., Mittlefehldt D. W. (1996) Mineralogy of carbonaceous chondrite clasts in HED achondrites and the Moon // Met. Planet. Sci., v. 31, p. 518-537.

Zolensky M., Ivanov A. (2003) The Kaidun microbreccia meteorite: A harvest from the inner and outer asteroid belt // Chem. Erde/ Geochemistry, v. 63, p. 185246.

Zuckerman B., Forville T., Kastner J. H. (1995) Inhibition of giant planet formation by rapid gas depletion around young stars // Nature, v. 373, p. 494-496.