Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра
Шрифт:
Как видно из табл. 4.2, кометы состоят из четырех основных элементов: водорода, углерода, азота и кислорода. Для некоторых из них сюда можно добавить серу, обнаруженную в форме молекул S2 в кометах ИРАС — Араки — Олкока, Черниса и Галлея, и в форме сульфида водорода H2S в кометах Остина и Леви.
В 1995 г. была открыта комета Хейла — Боппа. Ее особенностью было достаточно большое, более 40 км в диаметре, ядро. Это обусловило большую газопроизводительность и возможность наблюдения кометы в радиоспектре. Во время наблюдений кометы в радиоспектре были обнаружены 8 новых молекул, ранее не наблюдавшихся в кометах: SO, SO2, H2CS, HC3N, HNCO, NCONH2 [Чурюмов, 2009].
В
Примечание. Z0 — число молекул сублимирующего вещества с единичной площадки, находящейся в подсолнечной точке (местное зенитное расстояние Солнца равно 0°), в единицу времени, T0 — равновесная температура для невращающегося ядра, T1 — средняя эффективная температура для вращающегося ядра, r0 — расстояние, на котором процесс сублимации для данного вещества прекращается.
По данным, полученным с борта «Джотто», были определены примерный процентный состав газовой компоненты комы кометы Галлея: 80 % — водяной пар H2O; 10–12 % — окись углерода CO; 2 % — метан CH4; 1,5 % — углекислый газ CO2; 1–2 % — аммиак NH3; 1–2 % — формальдегид CH2O, а также общая газопроизводительность кометы — 18 т/с, и пылепроизводительность — 20 т/с.
Важной физической характеристикой ядра кометы является его масса. Обычно средняя масса комет оценивается как 4 1013 кг [Levison et al., 2002]. Но, во-первых, имеется большой разброс в размерах индивидуальных комет. Так, в обзорной работе по современным определениям размеров кометных ядер [Lamy et al., 2005] найдены оценки эффективных радиусов ядер — от 0,2 км до 37 км. Основная проблема заключается в том, что практически отсутствуют прямые определения масс комет. Большинство оценок масс сделано на основе рассмотрения негравитационных ускорений в моделях с большим числом неопределенных параметров. Прямые же измерения масс во время четырех космических миссий были невозможны из-за очень малого влияния кометного притяжения на траектории космических аппаратов [Weissman and Lowry, 2008]. Последние оценки, полученные для кометы Темпеля 1 на основе рассмотрения скорости выброса вещества во время эксперимента Deep Impact, дали массу 4,5 1013 кг для объекта с эффективным радиусом 3,0 км [A’Hearn, 2008].
Из-за отсутствия прямых определений массы кометы Галлея и существования некоторой неопределенности в оценке плотности ядра кометы — от 0,2 до 1 г/см3 — масса этой кометы оценивается в пределах 0,6 1014–4,2 1014 кг.
Вещество ядра кометы очень пористое (средняя плотность составляет около 0,5 г/см3), его можно сравнить с огромным снежным комом. При приближении кометы к Солнцу под действием солнечной радиации происходит сублимация летучей составляющей ядра, а на его поверхности образуется корка из нелетучего вещества. Иногда под давлением испаряющихся газов часть корки может быть сброшена, что приводит к вспышкам блеска или даже фрагментации кометного ядра. Ядро кометы может полностью распасться с образованием нескольких крупных фрагментов и большого количества более мелких обломков, что, например, произошло с кометой Веста (C/West) при ее приближении к Солнцу в 1976 г. (рис. 4.7).
Рис. 4.7. Фрагменты кометы Веста [Колдер, 1984]
На рис. 4.8 показаны 3 фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3 (73P/Schwassmann — Wachmann), разрушение которой на пять больших фрагментов (A, B, C, D, E) произошло в 1995 г.
Рис. 4.8. Три фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3. Изображение получено на Европейской южной обсерватории в Чили 31 января 1996 г.
При появлении в 2006 г. произошло дальнейшее разрушение крупных фрагментов кометы Швассмана — Вахмана 3. На рис. 4.9
Чем больше прохождений вблизи Солнца совершила комета, тем большую часть поверхности может занимать корка, препятствующая дальнейшей сублимации. В конце концов, комета становится «потухшей» и для наблюдателя выглядит так же, как астероид. Такие «потухшие» кометные ядра, как это уже отмечалось, вполне могут быть частью популяции АСЗ.
Рис. 4.9. Дезинтеграция кометы Швассмана — Вахмана 3: фрагмент B (слева) и фрагмент G (справа). Снимки получены космическим телескопом Хаббла 18 апреля 2006 г.
Возможен и другой сценарий эволюции кометного ядра, когда его размер постепенно уменьшается до превращения кометы в мини-комету, а затем и полной ее дезинтеграции.
Кометные ядра имеют форму, заметно отличающуюся от шарообразной и напоминающую неправильную форму некоторых небольших астероидов. Она вполне может являться результатом неравномерной инсоляции и неравномерного испарения вещества с поверхности ядра, вращающегося вокруг некоторой произвольным образом ориентированной в пространстве оси. В результате испарения вещества меняются моменты инерции ядра, что приводит к сложной эволюции его вращения.
В работе [Jessberger and Kotthaus, 1991] представлены основные физические характеристики кометного вещества и ядра в целом. Некоторые основные физические характеристики ядра кометы приведены в табл. 4.4.
4.3. Негравитационные эффекты. Космические экспедиции к ядрам комет
То, что сегодня наука,
Завтра — техника.
В отличие от астероидов, кометы обнаруживают в своем движении характерные особенности, которые принято называть негравитационными эффектами. Под негравитационными эффектами понимаются явления, связанные с испарением вещества с поверхности ядра кометы. Под воздействием испаряющегося с его поверхности вещества ядро кометы испытывает реактивное давление, что, в свою очередь, вызывает ускорение ядра. Это ускорение называется негравитационным, и оно может как уменьшать, так и увеличивать скорость движения кометы вокруг Солнца в зависимости от комбинации целого ряда факторов, таких как направление собственного вращения ядра, рельеф поверхности ядра, распределение на поверхности областей активной сублимации и другие. Поэтому определение значений негравитационных ускорений представляет собой весьма важную задачу. Кроме того, вектор результирующего негравитационного ускорения не обязательно проходит через центр ядра, что вызывает изменение скорости вращения ядра, вынужденную прецессию, а значит, изменяет величины негравитационных ускорений. Реактивные силы, вызывающие ускорение (или замедление) движения кометы, заметно действуют только в довольно небольшой части орбиты кометы, располагающейся в окрестности Солнца; на остальной части орбиты комета движется практически только под действием гравитационных сил. Эта особенность действия негравитационных сил дала возможность в прошлом применять достаточно простые методики учета негравитационных ускорений. Так, Маковер предположил, что среднее движение кометы меняется мгновенно в момент прохождения кометой перигелия [Маковер, 1955]. Дубяго разработал свой метод, который нашел широкое применение в прошлом веке [Дубяго, 1950]. Он предположил, что вблизи перигелия мгновенно изменяются все элементы орбиты. Однако эти методы не позволяли получать непрерывную траекторию кометы. Марсден [Marsden, 1969] предложил следующую зависимость непрерывно действующих негравитационных сил от гелиоцентрического расстояния r:
ai = Gi e– r/cr– , Gi = Ai e– Bi,
где ai — компоненты негравитационного ускорения, Ai, Bi — постоянные, — время от начальной эпохи (в сутках), деленное на 104, c и — неотрицательные постоянные. Дельземме и Миллер [Delsemme and Miller, 1971] получили зависимость испарения различных льдов от гелиоцентрического расстояния. Сравнение этих зависимостей со световыми кривыми некоторых комет показало, что они очень близки к кривым газовой производительности водяного снега. Для учета влияния негравитационных сил на движение комет С. Секанина предложил эмпирическую зависимость скорости испарения водяного снега от гелиоцентрического расстояния: