Это первый астероид, по-настоящему знаменит он стал благодаря пролёту рядом с ним европейского космического аппарата «Розетта» в июле 2010 года. При этом были получены снимки этого астероида и важные данные[7], анализ которых позволил учёным предположить, что Лютеция представляет собой древнюю, примитивную «мини-планету». Хотя возраст одних частей поверхности астероида составляет всего 50—80 млн лет, другие зародились 3,6 млрд лет назад.
10 июля2010 годаевропейскийзонд «Розетта» пролетел в непосредственной близости от астероида (21) Лютеция, который стал первым астероидом M-класса, изученным с борта космического аппарата. Аппарат прошёл на минимальном расстоянии 3168 ± 7,5 км от астероида на скорости 15 км/с, на пути к короткопериодическойкометеЧурюмова-Герасименко[4][12][13]. Во время этого пролёта были сделаны снимки поверхности астероида разрешением до 60 метров на пиксель, покрывающие около 50 % поверхности тела (в основном северное полушарие)[14][15]. В общей сложности было получено 462 снимка в 21 спектральном диапазоне (это и узкие, и широкие диапазоны, перекрывающие интервал длин волн от 0,24 до 1 мкм). С помощью спектрометра VIRTIS, установленного на зонде, наблюдения проводились не только в видимой, но и в ближней инфракрасной области спектра. Также проводились измерения магнитного поля и плазмы вблизи астероида[3].
Фотографии, полученные с космического зонда, подтвердили результаты анализа кривых блеска 2003 года, которые описывали Лютецию как тело грубой неправильной формы[16]. Результаты исследования, проведённого И. Н. Бельской и другими, связывают неправильную форму астероида с наличием крупного ударного кратера на одной из его сторон[17], но, поскольку «Розетта» сфотографировала лишь половину поверхности астероида[14], подтвердить или опровергнуть это предположение пока невозможно. Анализ фотографий с зонда и фотометрических кривых блеска позволил сделать вывод о наклоне оси вращения астероида, который с позиции северного полюса оказался равен 96°. Таким образом, ось вращения астероида лежит почти в плоскости эклиптики, а само вращение оказалось ретроградным, как и у планеты Уран[3].
Масса и плотность
По отклонению зонда от расчётной траектории в момент его пролёта рядом с Лютецией была рассчитана масса астероида. Она оказалась равной (1,700 ± 0,017)⋅1018 кг[4][18], что значительно меньше первоначальных оценок, сделанных по измерениям с Земли — 2,57⋅1018 кг[19]. Тем не менее, даже такая оценка массы говорит об очень высокой плотности этого тела для каменного астероида — 3,4 ± 0,3 г/см³[3][20][21], что в среднем в 1,5—2 раза превышает плотность других астероидов. Это значит, что она содержит значительное количество железа. Однако, едва ли оно находится в полностью сформированном ядре. Для этого Лютеции пришлось бы частично расплавиться из-за тепла, выделяемого радиоактивными изотопами: более плотное железо утонуло бы, а скальные породы вышли бы на поверхность. Однако, спектрометр VIRTIS показал, что состав поверхности астероида остаётся совершенно первобытным. Исследователи видят этому только одно объяснение: Лютеция нагрелась в начале своей истории, но не смогла полностью расплавиться, поэтому чётко определённое железное ядро не сформировалось.
Состав
Точный состав Лютеции долгое время вызывал недоумение у астрономов. Хотя это тело классифицируется как астероид класса M, для него характерны весьма нетипичные для этого класса свойства, в частности, крайне малое содержание металлов в поверхностных породах. В их составе обнаружена высокая концентрация углеродистыххондритов, более характерных для астероидов класса С, чем для класса M[22]. К тому же у Лютеции очень низкое альбедо в радиодиапазоне, в то время как у типичного представителя металлического класса — астероида (16) Психея[2] — оно довольно высокое. Это может указывать на необычно толстый слой реголита, покрывающего его поверхность[23], состоящего из силикатов[24] и гидратированных минералов[25].
Измерения зонда «Розетта» подтвердили наличие у астероида умеренно красного спектра в видимом диапазоне и чрезвычайно плоский спектр в инфракрасной области, а также почти полное отсутствие поглощения в диапазоне длин волн 0,4—3,5 мкм. Эти данные полностью опровергают наличие гидратированных минералов и силикатных соединений. На поверхности астероида также не были обнаружены признаки присутствия оливинов. Эти данные в сочетании с высокой плотностью астероида свидетельствуют о том, что породы астероида состоят из энстатитовых хондритов[англ.] или же из углеродных хондритов[англ.] CB, CH, или CR-групп[1][26].
Происхождение астероида
Астероид во многом интересен наличием огромного кратера под названием Массалия, диаметром в 61 км. Наличие на астероиде кратера такого размера свидетельствует о том, что его следует рассматривать как планетезималь, которая так и не превратилась в более крупное небесное тело, но смогла дожить до завершения активных процессов формирования планет в ранней Солнечной системе[3][27][28]. Об этом свидетельствуют размеры кратера, который образовался в момент столкновения Лютеции с другим астероидом диаметром 8 км. По оценкам астрономов, такие столкновения между астероидами, происходят крайне редко — один раз в 9 млрд лет. Таким образом, Лютеция могла столкнуться с этим телом только во время формирования Солнечной системы, когда подобные коллизии были обычным делом.
Об этом же говорит и малая пористость этого тела. Учёные определили её, проанализировав спектр солнечного света, отражённого от поверхности Лютеции. Различия в спектре лучей, отражённых от разных участков небесного тела, могут подсказать учёным, распадался ли астероид при столкновении с другими объектами или он составлен из неплотно прилегающих обломков. Результаты математического моделирования показали, что в астероиде отсутствуют крупные поры и трещины, характерные для углистых хондритов. По расчётам учёных, пористость Лютеции находится в пределах от 1 % до 13 %[28]. Это доказывает, что столкновение не могло полностью разрушить астероид, так что Лютеция, скорее всего, представляет собой целое тело, а не груду щебня, как многие другие мелкие астероиды. Морфология окружающего кратер рельефа и существование самого кратера также свидетельствуют о значительной прочности вещества астероида.
Карта астероида
Поверхность астероида покрыта кратерами и испещрена трещинами, уступами и провалами, которые в свою очередь покрыты мощным слоем реголита толщиной около 3 км, состоящего из слабо агрегированных частиц пыли размером 50—100 мкм, заметно сглаживающего их очертания[3][14]. На картографированном полушарии обнаружено 350 кратеров с размерами от 600 метров до 61 км. Всего на этом полушарии было выявлено 7 областей в зависимости от их геологии: Бетики (Bt), Ахеи (Ac), Этрурии (Et), Нарбоники (Nb), Норика (Nr), Паннонии (ПА) и Реции (РА)[29].
Область Бетики расположена в районе северного полюса и включает в себя несколько кратеров с диаметрами до 21 км. Эта область содержит наименьшее число кратеров и является самой молодой на всём изученном полушарии: её возраст составляет всего 50—80 млн лет[30]. Она покрыта слоем реголита толщиной до 600 метров, который скрывает многие старые кратеры. Помимо них там встречаются различные гряды и уступы высотой до 300 метров, для которых характерно более высокое альбедо. Старейшими регионами являются области Норика и Ахеи, которые представляют собой довольно ровную поверхность, покрытую множеством кратеров, — некоторые возрастом до 3,6 ± 0,1 млрд лет. Область Норика пересечена бороздой длиной до 10 км и глубиной до 100 метров. Ещё две области — Паннонии и Реции — также характеризуются, в первую очередь, большим количеством кратеров. Зато область Нарбоники сама по себе представляет собой один большой кратер, получивший название Массалия. Поверхность кратера покрыта рядом относительно мелких деталей рельефа, образовавшихся в более поздние эпохи[31].
В марте 2011 года рабочая группа по планетной номенклатуре Международного астрономического союза приняла схему наименования деталей рельефа на астероиде (21) Лютеция. Поскольку он был назван в честь древнего римского города, то решено было всем кратерам на астероиде присваивать названия городов располагавшихся вблизи Лютеции на момент её существования (то есть с 52 года до н. э. по 360 год н. э.). А её области (лат.regiones) называются в честь провинций Римской империи времён Лютеции-города, за исключением одной, которая была названа в честь первооткрывателя астероида — областью Гольдшмидта. Другие детали рельефа Лютеции получили названия рек и смежных районов Европы тех времён[32]. А в сентябре того же года в качестве точки, через которую проведён нулевой меридиан малой планеты, избран кратер Lauriacum диаметром 1,5 км, получивший прежнее название древнеримского города Лауриакум (лат.Lauriacum) (ныне известного как Энс)[29].
↑ 123456Sierks, H.; Lamy, P.; Barbieri, C.; Koschny, D.; Rickman, H.; Rodrigo, R.; a'Hearn, M. F.; Angrilli, F.; Barucci, M. A.; Bertaux, J. - L.; Bertini, I.; Besse, S.; Carry, B.; Cremonese, G.; Da Deppo, V.; Davidsson, B.; Debei, S.; De Cecco, M.; De Leon, J.; Ferri, F.; Fornasier, S.; Fulle, M.; Hviid, S. F.; Gaskell, R. W.; Groussin, O.; Gutierrez, P.; Ip, W.; Jorda, L.; Kaasalainen, M.; Keller, H. U.Images of Asteroid 21 Lutetia: A Remnant Planetesimal from the Early Solar System (англ.) // Science : journal. — 2011. — Vol. 334, no. 6055. — P. 487—490. — doi:10.1126/science.1207325. — PMID22034428. Архивировано 6 марта 2016 года.
↑AstDys (21) Lutetia Ephemerides (неопр.). Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. Дата обращения: 28 июня 2010. Архивировано из оригинала 29 июня 2011 года.
↑Leuschner, A. O. Research surveys of the orbits and perturbations of minor planets 1 to 1091 from 1801.0 to 1929.5 (англ.) // Publications of Lick Observatory : journal. — 1935. — Vol. 19. — P. 29. — Bibcode: 1935PLicO..19....1L.
↑Pickering, Edward C. Missing Asteroids (неизв.) // Harvard College Observatory Circular. — 1903. — January (т. 69). — С. 7—8. — Bibcode: 1903HarCi..69....7P.
↑Birlan M., Bus S. J., Belskaya I. et al. Near-IR spectroscopy of asteroids 21 Lutetia, 89 Julia, 140 Siwa, 2181 Fogelin and 5480 (1989YK8), potential targets for the Rosetta mission; remote observations campaign on IRTF // New Astronomy. — 2004. — Vol. 9, № 5. — P. 343–351. — doi:10.1016/j.newast.2003.12.005. — Bibcode: 2004NewA....9..343B. — arXiv:astro-ph/0312638.
↑Dollfus A., Geake J. E. Polarimetric properties of the lunar surface and its interpretation. VII – Other solar system objects (англ.) // Proceedings of the 6th Lunar Science Conference, Houston, Texas, March 17–21 : journal. — 1975. — Vol. 3. — P. 2749. — Bibcode: 1975LPSC....6.2749D.