Вопреки распространенному мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объем пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду.
    Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200, еще известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует еще от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более. Звездная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m.

Характерные оценки размеров для различных классов малых тел Солнечной системы

АСТЕРОИДЫ

    Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0ћ10²¹ до 3,6ћ10²¹ кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причем почти ее треть приходится на Цереру.


    Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трех основных классов: темные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.
    Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространенными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится еще немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

(253) Матильда, типичный углеродный астероид класса C

АСТЕРОИДЫ

    Вторым по распространенности спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.
    Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не все так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S.

(433) Эрос, типичный астероид класса S

АСТЕРОИДЫ

    Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99 % базальтового материала отсутствует в поясе астероидов. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определенные различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса.
    Прослеживается довольно четкая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию легких элементов, в частности, воды, на периферию. В результате вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, ее практически не осталось.

(4) Веста, типичный астероид класса V

АСТЕРОИДЫ

    Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 К (-73 њC) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 К (-108 њC). Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на его дневной и ночной сторонах могут существенно различаться.

---