Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра
Шрифт:
где r0 = 2,808 а.е., k = 4,6142, n = 5,093, m = 2,15, = 0,1113.
Марсден [Marsden et al., 1973] применил эту зависимость для нахождения негравитационных параметров многих комет. В дальнейшем за этим методом закрепилось название «метод Марсдена». В этом методе составляющие негравитационного возмущающего ускорения в орбитальной системе координат направлены соответственно по радиус-вектору, перпендикулярно радиус-вектору в плоскости орбиты и перпендикулярно к плоскости орбиты:
ai = Gig(r), Gi = Ai e– Bi (i = 1, 2, 3),
где Ai, Bi —
Негравитационные ускорения могут изменять период обращения кометы на величину до нескольких дней. Так, например, орбита кометы Галлея, полученная по наблюдениям 1835 и 1910 гг. без учета негравитационных эффектов, дает ошибку в моменте прохождения кометой перигелия в 1759 г. в 4,3 сут. Для расчетов возможного столкновения кометы с Землей такая ошибка является существенной.
Недостаточно точное знание негравитационных эффектов в движении комет является одной из основных причин, до настоящего времени затрудняющих описание динамики многих комет. Подробные исследования негравитационных ускорений в движении комет были проделаны Секаниной в работах [Sekanina, 1979; 1986], в которых рассматривались различные возможные механизмы, вызывающие отклонение движения комет от гравитационного закона. Им же выдвигались предположения, что эти отклонения могут быть вызваны взрывным процессом, проявляющимся «толчком», заметным в движении кометного ядра. Секанина предложил наряду с орбитальным учитывать и вращательное движение кометного ядра.
Однако негравитационное ускорение является не единственным фактором, влияющим на точность определения орбит комет. Как уже отмечалось, в результате сублимации вещества с поверхности кометы в кому выносится большое количество газа и пыли. Это вещество окружает ядро достаточно плотным облаком, центр яркости которого далеко не всегда совпадает с ядром кометы. Это явление получило в научной литературе название смещения фотоцентра кометы. Впервые оно было зафиксировано визуально во время наблюдения кометы Свифта — Туттля (109P/Swift — Tuttle) в 1862 г. Наблюдатели отмечали появление яркого вторичного ядра. Позднее Бютнер [Buttner, 1918], исследовавший движение кометы 1853 III, отметил, что ошибка наблюдений уменьшается, если предположить, что наблюдения кометы имеют систематическое смещение относительно ядра в сторону Солнца. По его оценкам величина этого смещения была постоянна и равна 2000 км. В дальнейшем исследователи движения комет неоднократно обращались к этому предположению при обработке наблюдений комет. Так, Ситарский [Sitarski, 1984] показал, что с учетом смещения фотоцентра наблюдения комет 1960 II, Григга — Шьеллерупа (26P/Grigg — Skjellerup) и Кирнса — Кви (59P/Kearns — Kwee) представляются лучше, чем без его учета. Йоманс и Шодас [Yeomans and Chodas, 1989], исследуя движение кометы Галлея на интервале трех и четырех появлений кометы, нашли, что величина смещения фотоцентра кометы равна 880 км, при этом они предполагали, что величина смещения изменяется обратно пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния. В работе [Medvedev, 1993] для объяснения явления смещения фотоцентра кометы относительно центра инерции ядра была предложена гипотеза о существовании в голове кометы точки относительного равновесия, в которой накапливается пыль, выносимая с поверхности кометы газом. Показано, что такая точка существует, расположена на линии комета — Солнце и асимптотически устойчива для движений вдоль линии комета — Солнце. Получена простая формула, позволяющая вычислять величину расстояния от этой точки до ядра кометы в зависимости от газопроизводительности и гелиоцентрического расстояния кометы.
Еще одним из эффектов сублимации вещества с поверхности ядра кометы является уменьшение массы и изменение формы кометного ядра. По исследованиям, проведенным в ходе последнего прохождения кометы Галлея через перигелий, эта комета теряет 0,1–0,2 % своей массы за один оборот вокруг Солнца. Учитывая, что средний радиус ядра кометы Галлея составляет 5 км, получаем, что со всей его поверхности в результате сублимации
Наиболее вероятны три сценария эволюции формы кометного ядра в зависимости от его состава.
1. Ядро кометы ледяное с относительно небольшой долей твердых примесей, не влияющих на сублимацию кометного вещества (модель Уиппла). В этом случае возможно полное испарение кометного ядра. Такая возможность была рассмотрена в работе [Лебединец и др., 1983]. Авторы считали, что ядро имеет сферическую форму и вследствие быстрого вращения вокруг своей оси сохраняет форму вплоть до полного испарения. Кроме этого, в работе указывается на возможность образования астероида группы Аполлона при наличии внутри кометы осколка скальной породы.
2. Ядро кометы — конгломерат льдов и нелетучей составляющей силикатной и углеродной природы. При испарении летучих веществ часть вещества остается в виде пылевой матрицы на поверхности, ослабляя со временем газопроизводительность кометы. Со временем на поверхности ядра кометы образуется мощная пылевая корка, препятствующая испарению вещества.
В работе [Rickman, 1987] рассмотрена эволюция кометного ядра с учетом пылевой составляющей. Рассматривались два варианта физической эволюции кометного ядра:
а) полная дезинтеграция и образование метеорного потока на орбите кометы;
б) образование астероидоподобного небесного тела с орбитой, похожей на
орбиты астероидов группы Аполлона. При этом, по мнению автора, форма кометного ядра не претерпевает заметных изменений и близка к сферической.
3. Кроме того, необходимо упомянуть случаи, когда ядро кометы состоит из нескольких крупных ледяных фрагментов, смерзшихся в единое тело (модель «конгломерат льдов») или нескольких каменных глыб, «cклееных» льдом. В момент сближения такого ядра с Солнцем в результате нагрева ядра солнечным излучением часть осколков может терять механический контакт и образовывать компактный метеорный поток. Форма кометного ядра при такой эволюции полностью определяется расположением этих осколков в теле кометы.
Наши знания о форме кометных ядер (до исследования кометы Галлея с близкого расстояния) были чрезвычайно скудны, наземные наблюдения не давали однозначного ответа. Только после того, как впервые комета Галлея была сфотографирована с близкого расстояния, были получены достоверные сведения о форме ее ядра. Оказалось, что это ядро имеет вытянутую форму. Вскоре появилась работа Джуита и Мич [Jewitt and Meech, 1988], в которой утверждалось, что вытянутая форма ядра кометы скорее правило, чем исключение. В указанной работе приводятся результаты фотометрических наблюдений ряда комет и астероидов, проведенных с использованием ПЗС-матриц, и на основании этих наблюдений проведено сравнение физических характеристик этих объектов. Сделан вывод о том, что ядра комет в среднем имеют более вытянутую форму, чем астероиды. На рис. 4.10 приведены фотографии ядер комет Галлея и Борелли (19P/Borrelly), полученные с борта космического аппарата (КА), подтверждающие предположение о вытянутой форме кометных ядер.
Рис. 4.10. а) Ядро кометы Галлея (16x8x8 км); б) ядро кометы Борелли (максимальный размер составляет ~ 8 км)
В работе [Medvedev, 1993] показано, что удлиненные кометные ядра являются естественным продуктом динамической эволюции фигуры и вращения ядра в условиях сублимации.
Здесь следует отметить, что наши знания о кометах постоянно пополняются и уточняются. Наиболее продуктивной формой исследования комет являются космические миссии к их ядрам. Кроме уже упомянутой космической миссии к комете Галлея, в последние десятилетия были проведены и проводятся несколько космических экспедиций к кометам.