Астероидно-кометная опасность - Медведев Ю.Д., Свешников М.Л., Сокольский А.Г., Тимошкова Е.И.

Автор: Медведев Ю.Д. Свешников М.Л. Сокольский А.Г. Тимошкова Е.И.

Теги: планеты и их спутники планетология солнечная система межпланетная среда кометы метеоры, метеорные тела и метеориты геоморфология учение о формах земной поверхности астрономия

ISBN: 5-88886-007-7

Год: 1996

Похожие

Околоземная астрономия. Том 1. Терскол

Основы космической биологии и медицины. Том 1

Спутники планет

Резонансы в небесной механике

Текст

Ю. Д. Медведев, М. Л. Свешников,
А. Г. Сокольский, Е. И. Тимошкова,
Ю. А. Чернетенко, Н. С. Черных,
В. А. Шор
АСТЕРОИаНО-
КОМЕТНАЯ
ОПАСНОСТЬ
под редакцией А. Г. Сокольского
Институт теоретической астрономии РАН
Международный институт проблем
астероидной опасности
Санкт-Петербург
1996
52
С 59
УДК 523.44+523.5+523.6+551.4
Астероидно-кометная опасность, (ред. А. Г. Сокольский)
Ю. Д. Медведев, М. Л. Свешников, А. Г. Сокольский, Е. И. Тимошкова,
Ю. А. Чернетенко, Н. С. Черных, В. А. Шор, С.-Петербург, изд. ИТА РАН,
1996 г., 244 с.
Книга является введением в новую междисциплинарную область
знаний — проблему астероидно-кометной опасности. В ней излагаются
сведения о динамике и физике астероидов и комет, оценке вероятности их
падения на Землю и связанного с этим риска региональной или глобальной
катастрофы, а также о способах противодействия столкновению
астероидов и комет с Землей.
Изложение строится таким образом, что качественная сторона
вопросов доступна самому широкому кругу читателей: студентам и
преподавателям ВУЗов, научным сотрудникам, всем интересующимся
данной проблемой.
Книга содержит 21 рисунок, 26 таблиц и 239 библиографических
ссылок.
Рецензент:
доктор физико-математических наук, проф. Ю. В. Батраков.
ISBN 5-88886-007-7
© ИТА РАН, МИПАО, 1996
Содержание
ПРЕДИСЛОВИЕ....................................7
ГЛАВА 1. ИСТОРИЯ ВОЗНИКНОВЕНИЯ ПРОБЛЕМЫ
АСТЕРОИДНО-КОМЕТНОЙ ОПАСНОСТИ.
РОЛЬ АСЗ В ЭВОЛЮЦИИ ЖИЗНИ НА ЗЕМЛЕ..............9
1. Метеориты...............................11
2. Падение на Землю крупных космических тел..13
3. Небесные тела — источники астероидно-кометной
опасности..................................16
4. Возможность глобальной катастрофы.......17
5. Глобальные катастрофы в истории Земли и их роль
в эволюции.................................18
ГЛАВА 2. ОЦЕНКА ВЕРОЯТНОСТИ ПАДЕНИЙ
КОСМИЧЕСКИХ ТЕЛ НА ЗЕМЛЮ
И СОПРЯЖЕННОГО С ЭТИМ РИСКА.........23
1. Частота падения.........................25
2. Падения космических тел, вызывающие локальные
разрушения.................................32
3. Падения, вызывающие глобальную катастрофу.35
4. Анализ риска............................37
4 Содержание
ГЛАВА 3. СОСТОЯНИЕ РАБОТ ПО ПРОБЛЕМЕ
АСТЕРОИДНО-КОМЕТНОЙ ОПАСНОСТИ...................43
1. Осознание проблемы........................45
2. «Космическая стража». Рекомендации Рабочего
совещания по обнаружению АСЗ.................47
3. Рабочее совещание “Перехват АСЗ”..........50
4. Падение кометы Шумейкер-Леви 9 на Юпитер.
Проект «Апокалипсис».........................51
5. XXII Генеральная Ассамблея МАС и ее решения
по проблеме АСЗ..............................53
6. Конференция “Проблемы защиты Земли
от столкновения с опасными
космическими объектами”......................55
7. Доклад Рабочей группы Шумейкера.
Совещание на о. Вулкано......................56
8. Резолюция Совета Европы.
Учреждение Фонда «Космическая стража»........59
ГЛАВА 4. ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
И ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ АСЗ........................63
Введение.............................;.......65
1. Абсолютная звездная величина, альбедо и диаметр ....66
2. Таксономия и минералогия..................73
3. Период вращения, ориентация оси вращения и
фигуры.......................................84
За ключение и рекомендации...................91
ГЛАВА 5. ДИНАМИКА КОМЕТ И ИХ ЯДЕР,
НЕГРАВИТАЦИОННЫЕ ЭФФЕКТЫ,
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ.......................95
Вв едение...................................97
1. Классификация орбит.......................98
2. Гравитационные возмущения.................99
3. Негравитационные эффекты.................100
4. Кратные кометные ядра....................112
Содержание 5
5. Вращение кометных ядер....................114
6. Современные модели кометного ядра.........116
7. Масса, размеры и форма кометных ядер......117
8. Химический состав ядер....................121
9. Сублимация вещества с поверхности кометы..123
10. Кометы и метеорные дожди..................124
Заключение...................................125
ГЛАВА 6. МЕТОДЫ ОБНАРУЖЕНИЯ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ,
СБЛИЖАЮЩИХСЯ С ЗЕМЛЕЙ,
И СЛЕЖЕНИЯ ЗА НИМИ.............................131
Введение.....................................133
1. Фотографические наблюдения................133
2. Особенности фотографических наблюдений
движущихся объектов.........................136
3. Определение экваториальных координат......139
4. Электронно-оптические методы позиционных
наблюдений..................................142
5. Каталог близких астероидов................147
6. Планы создания наблюдательных сетей
для поиска АСЗ..............................149
7. Наблюдения с помощью космических телескопов.152
8. Радарные наблюдения.......................154
Заключение...................................155
ГЛАВА 7. АНАЛИЗ СРЕДСТВ ПРОТИВОДЕЙСТВИЯ
АСТЕРОИДНО-КОМЕТНОЙ ОПАСНОСТИ...................157
Введение.....................................159
1. Классификация этапов противодействия......160
2. Типы (способы) противодействия............166
3. Средства противодействия (СП)
для отклонения ОСЗ..........................168
6 Содержание
4. Средства противодействия, разрушающие объект.189
5. Дополнительные средства противодействия......192
Заключение...................................193
ГЛАВА 8. НЕКОТОРЫЕ НЕРЕШЕННЫЕ ЗАДАЧИ,
БЛИЖАЙШИЕ ПЕРСПЕКТИВЫ...........................199
ПРИЛОЖЕНИЯ......................................209
Устав Фонда «Космическая стража».............211
Персональный состав Фонда «Космическая стража»....223
Как стать членом Фонда «Космическая стража».....225
ЛИТЕРАТУРА......................................227
ПРЕДИСЛОВИЕ
Если однажды астероид столкнется с Землей,
уничтожив при этом не только человеческий род, но и
миллионы других видов живых существ, а мы, имея
возможность предотвратить катастрофу, не сделаем
этого из-за отсутствия решимости, неправильных
приоритетов, неверной оценки риска или несовершенного
планирования, то пренебрежение нашим даром разумного
предвидения и ответственности за собственную жизнь
и все живое на Земле явится величайшим актом само-
отречения во всей человеческой истории.
Из меморандума Американского Института
Аэронавтики и Астронавтики, октябрь 1995 г.
В последнее десятилетие существенно изменилось восприятие
научными кругами и широкой общественностью меры той
опасности, которую представляют падения на Землю космических
тел размерами от нескольких десятков метров до нескольких
километров.
Столкновения Земли с такими телами неоднократно имели
место в прошлом и, несомненно, угрожают ей в настоящем и
будущем.
Данная книга является первой попыткой изложения на русском
языке комплекса проблем, связанных с астероидно-кометной
опасностью. В книге, написанной большей частью языком, дос-
тупным даже для непрофессионалов, рассказывается о возможных
катастрофических последствиях столкновений Земли с косми-
ческими телами, о той роли, которую они играли в прошлом, и чем
они угрожают современной цивилизации. Много внимания
уделяется количественной оценке риска, которому подвергается
жизнь землян из-за столкновений нашей планеты с космическими
8 Предисловие
объектами. В книге дается весьма подробное описание тел
астероидной и кометной природы, методов обнаружения тел,
сближающихся с Землей.
В последних главах рассказывается о современном состоянии
изучения проблемы астероидно-кометной опасности в России и за
рубежом, о тех технологических возможностях, которые чело-
вечество может противопоставить угрозе из Космоса.
Книга написана коллективом авторов, сотрудников Института
теоретической астрономии Российской Академии наук и экспертов
Международного института проблем астероидной опасности
(С.-Петербург), являющихся известными специалистами в своих
областях знаний:
Первоначальные варианты глав 1-3, 8 написаны В.А.Шором;
главы 4 — Е. И. Тимошковой; главы 5 — Ю. Д. Медведевым и Ю.
А. Чернетенко; главы 6 — Н. С. Черных; главы 7 — М. Л. Свеш-
никовым. Приложения 1-3 подготовлены В. А. Шором. При
написании глав авторы обменивались мнениями по содержанию
книги и пользовались взаимными советами.
Общая редакция книги выполнена А. Г. Сокольским.
Авторы выражают глубокую признательность проф. Ю. В. Бат-
ракову, который взял на себя труд ознакомиться с книгой и
высказанными советами способствовал ее улучшению.
Верстка книги осуществлена сотрудниками лаборатории
программного обеспечения ИТА РАН С. Ю. Власенко и Д. А. Рыж-
ковой. Супер-обложка подготовлена К. В. Носковым.
Тираж книги отпечатан в типографии ИТА РАН.
В новой области исследований ошибки неизбежны, но следует
надеяться, что эта книга содержит их не так уж много. Авторы
будут весьма благодарны всем читателям за указание недостатков
и критические замечания.
Книга издана при поддержке Российского фонда фунда-
ментальных исследований (грант 96-02-30037).
Директор
Института теоретической астрономии РАН
и Международного института проблем
астероидной опасности
проф. А. Г. Сокольский
Глава 1
ИСТОРИЯ ВОЗНИКНОВЕНИЯ
ПРОБЛЕМЫ АСТЕРОИДНО-
КОМЕТНОЙ ОПАСНОСТИ. РОЛЬ
АСЗ В ЭВОЛЮЦИИ ЖИЗНИ НА
ЗЕМЛЕ

1. Метеориты
О том, что камни (метеориты) могут падать с неба, люди знали
давно. Упоминания о падении «камней из облаков» зафиксированы
в хрониках различных народов (Кринов, 1955). Однако до начала
19-го века официальная европейская наука относилась весьма
скептически к подобным сообщениям. Но новые, не вызывающие
сомнения факты падения метеоритов, подготовили почву к
восприятию новых идей. В самом конце 18-го века немецкий
натуралист Э. Хладни опубликовал книгу “О железной массе,
найденной в Сибири Палласом, и о других железных массах
подобного рода и связанных с ними естественных явлениях”.
Хладни доказывал, что железные массы, упавшие с неба,
представляют собой куски межпланетной материи, возможно,
обломки разрушенной планеты. Впоследствии Хладни обобщил
эту концепцию и на каменные метеориты. Вскоре последовали
открытия первых малых планет и гипотеза немецкого астронома
Ольберса о распаде протопланеты. Идеи Хладни хорошо вписы-
вались в эту гипотезу. Постепенно они стали господствующими в
науке.
Размеры различных метеоритов варьируются от микро-
скопических до метровых, вес которых достигает десятков тонн. В
земных коллекциях содержится несколько тысяч метеоритов.
Менее половины этих образцов наблюдались при падении,
остальные были случайно обнаружены, но их внеземное проис-
хождение твердо установлено на основе химического и минера-
логического анализа их структуры.
Метеориты состоят в основном из железо-никелевого сплава (в
12 Глава 1
среднем 90% железа Fe и 10% никеля Ni) и/или силикатных
минералов, главным образом, оливина — (Mg,Fe)2 SiO4 и орто-
пироксена — (Mg,Fe)SiO3 или их смеси. Метеориты делятся на три
группы:
- каменные метеориты, подразделяющиеся на хондриты и
ахондриты в зависимости от присутствия или отсутствия
в их структуре сфероидальных вкраплений — хондр,
состоящих из оливина и пироксена. Каменные метеориты
имеют силикатный состав с примесью никелистого
железа;
- железокаменные метеориты, состоящие в среднем наполо-
вину из никелистого железа и наполовину из силикатов;
- железные метеориты, состоящие почти целиком из
никелистого железа, иногда с небольшой примесью
силикатов.
В процентном отношении метеориты, наблюдавшиеся при
падении, составляют: каменные — 92.8%, желсзокаменные —
1.5%, железные — 5.7% (Вуд, 1971). Следует отметить, что
распределение метеоритов по их составу до прохождения через
атмосферу Земли может быть совсем иным: наиболее хрупкие
каменные метеориты легче разрушаются в атмосфере. Рыхлые, с
низким удельным весом и высоким содержанием углерода так
называемые углистые хондриты встречаются относительно редко.
Падение метеорита обычно сопровождается световыми и
звуковыми эффектами. В результате взаимодейстия падающего
тела с земной атмосферой поверхность метеорита и прилегающие
слои воздуха раскаляются до высоких температур и начинают
светиться. Поверхность метеорита подвергается постепенному
разрушению, образуя дымный след в атмосфере. Давление воздуха
на лобовую поверхность тела может приводить к дроблению
метеорита и выпадению “метеоритного дождя” на большой
площади.
Движение космического тела сквозь атмосферу со сверх-
звуковой скоростью порождает звуковые волны, воспринимаемые
наблюдателями как гром или пушечный выстрел. Подобные же
эффекты наблюдаются и в том случае, когда достаточно крупное
метеорное тело полностью разрушается в атмосфере, не достигая
поверхности Земли (явление болида).
История возникновения проблемы 13
Частоту падений метеоритов можно определить исходя из
подсчета числа наблюдавшихся падений в странах с высокой
плотностью населения, где падение достаточно крупного тела едва
ли может остаться незамеченным. Считается, что за год на всю
поверхность Земли выпадает около 500 метеоритов размером от
10 см и более, но из них лишь 4-5 наблюдаются при падении.
Ясно, что вероятность увидеть падение мала. Имеются свиде-
тельства (начиная с 616 г.д.н.э.), хотя и плохо документированные,
о случаях смертельных поражений людей метеоритами (Bagnall,
1995).
Неоднократно случались также попадания метеоритов в
жилища и транспортные средства.
2. Падение на Землю крупных космических тел
Представление о том, что падение на Землю крупного метео-
рита, другими словами, столкновение Земли с космическим телом,
может представлять серьезную опасность для Земли и се обитате-
лей, вошло в науку лишь в последнее время. Ранее оно выска-
зывалось на уровне научной фантастики. Для серьезного рассмо-
трения проблемы не хватало фактов и соответствующего теорети-
ческого базиса.
Первой документально засвидетельствованной региональной
катастрофой, случившейся на памяти человечества в результате
столкновения Земли с космическим телом, является Тунгусский
феномен, или падение Тунгусского метеорита.
Утром 30 июня 1908 г. в Сибири в районе реки Подкаменная
Тунгуска огромный огненный шар прочертил небо с востока на
запад, оставляя за собой светящийся дымный след. Явление
закончилось колоссальным по мощи взрывом. Ударная волна была
зафиксирована приборами в Англии. В районе катастрофы лес
оказался поваленным на площади около 2000 км2. На расстояниях
до 15 км от эпицентра взрыва поверхностные слои деревьев были
обожжены в результате воздействия высокой температуры. По
свидетельству очевидца, находившегося за много десятков
километров от места взрыва, он был сбит с ног ударной волной.
Экспедиция Л. Кулика, обследовавшая район катастрофы через
двадцать лет, не обнаружила ни кратера, ни других прямых
свидетельств падения космического тела, хотя район катастрофы
14 Глава 1
идентифицировался достаточно надежно по вывалу леса.
По современным представлениям, 30 июня 1908 г. Земля
столкнулась с космическим телом диаметром около 60 м. Возмож-
но, это было ядро небольшой кометы. При вхождении в плотные
слои атмосферы на высоте нескольких километров тело полностью
разрушилось. Кинетическая энергия тела почти мгновенно пре-
вратилась в теплоту, что вызвало взрыв с тротиловым экви-
валентом, равным 10—20 мегатонн. Можно себе представить
последстия катастрофы, если бы она произошла в густонаселенной
местности!
Другим событием, привлекшим к себе внимание, явилось
падение Сихоте-Алинского дождя железных метеоритов в 1947 г.
В эллипсе рассеяния дождя было обнаружено более 120 кратеров,
причем 17 из них имели диаметры от 10 до 26 метров (Мейсон,
1965).
Таким образом, столкновение Земли с относительно неболь-
шими по космическим масштабам телами может заканчиваться как
взрывами в атмосфере, так и выпадением тел на поверхность Земли
с образованием кратеров. Однако на Земле активные геологические
и атмосферные процессы приводят к быстрому исчезновению таких
кратеров. Тем не менее, они могут быть обнаружены, если знать,
что искать (Массайтис, Мощяк, 1992).
С 80-ых годов прошлого века в северной части штата Аризона
(США) известен значительный по своим размерам кратер (1.3 км в
поперечнике, 170 метров глубиной). На дне, склонах окружающего
его вала и в окрестной пустыне было собрано большое количество
обломков, состоящих из сплава железа и никеля. Тем не менее, на
протяжении десятилетий господствовало мнение, что этот кратер,
расположенный по соседству с вулканической местностью, также
имеет вулканическое происхождение. Лишь в 20-ые годы нашего
столетия геологом Д. Барринжером было окончательно доказано
ударное происхождение метеоритного кратера в Аризоне. Кратер
возник около 50000 лет тому назад при падении на Землю железо-
никелевого тела диаметром около 60 м и массой в несколько
миллионов тонн со скоростью порядка 20 км/с. Энергия взрыва,
породившего кратер, оценивается величиной 10-20 мегатонн
(Chapman, Morrison, 1994).
Метеоритный кратер в Аризоне наиболее молодой из числа до
сих пор обнаруженных крупных кратеров на Земле, но отнюдь не
I I с гория возникновения проблемы 15
Рис. 1.1. Ударные кратеры на Земле
16 Глава 1
единственный и нс самый большой. В последние десятилетия, в
особенности с помощью аэро и космической фотосъемки, на
поверхности Земли обнаружено свыше ста сорока кратеров
ударного происхождения размерами до 200 км в диаметре и
возрастом до 2 миллиардов лет (рис. 1.1). То, что поверхность Земли
должна быть покрыта космическими шрамами, легко представить,
сравнивая Землю с ее спутником Луной. Нужно, однако, сказать,
что вопрос о происхождении лунных кратеров (ударное или
вулканическое) активно дебатировался еще в пятидесятые годы и
только сравнительно недавно, после серии лунных экспедиций был
решен в пользу ударного происхождения примерно 85% из них.
Кроме того, любопытно отметить, что изучение рисунка 1.1
заставляет прийти к выводу об известной пропорциональности
между плотностью распределения известных пока кратеров по
поверхности Земли, с одной стороны, и степенью “цивили-
зованности” (точнее изученности) этой территории.
3. Небесные тела — источники астероидно-
кометной опасности
Если колоссальные кратеры на Луне и Земле имеют ударное
происхождение, то они должны были возникнуть при стол-
кновении этих тел с другими космическими телами много-
километровых размеров. То, что кометы, перигелии орбит которых
часто расположены внутри орбиты Земли, могут сталкиваться с
Землей, в этом не было сомнения. Но правильной оценке послед-
ствий такого столкновения мешали господствовавшие до середины
нашего века представления о кометах как о рыхлых образованиях,
состоящих из неконсолидированного вещества, нечто вроде кучи
песка или пыли. Только в пятидесятые годы нашего века Уипплом
(Whipple, 1953) была предложена ледяная модель кометного ядра,
состоящего из замерзших газов с вмороженными в лед частицами
твердого вещества и, быть может, более крупными образованиями.
Эта модель ядра была подтверждена в результате полетов косми-
ческих зондов к кометам Галлея и Джакобини-Циннера.
Другими объектами, столкновение с которыми, хотя бы
умозрительно, представлялось возможным, являются малые
планеты, или астероиды. Миллионы этих тел обращаются по
орбитам, расположенным в основном между орбитами Марса и
История возникновения проблемы 17
Юпитера, образуя в Солнечной системе так называемый главный
пояс астероидов. Но только в 1932 году была открыта первая малая
планета, впоследствии получившая номер 1862 и имя Apollo
(Аполлон), орбита которой заходит внутрь орбиты Земли. Такое
взаимное расположение орбит предполагает, что в будущем,
благодаря вековому движению перигелия и узла, орбита Аполлона
реально пересечется с орбитой Земли и вблизи этой эпохи появится
возможность столкновения Земли с малой планетой.
Как оказалось, Аполлон явился первым, но не последним
представителем астероидов, представляющих потенциальную
опасность для Земли. К семидесятым годам уже был открыт
первый десяток малых планет, способных приближаться к Земле.
В 1973 г. в Паломарской обсерватории, США, был начат целе-
направленный поиск таких тел. К настоящему времени разными
наблюдателями найдено около 400 малых планет на орбитах с
перигельными расстояниями (наименьшее расстояние точек
орбиты от Солнца) меньшими 1.33 а.е. (1 а.е. есть среднее
расстояние Земли от Солнца). Такие тела принято называть
астероидами, сближающимися с землей (АСЗ). Их размеры
варьируются от 41 км (1036 Ganymed) до нескольких метров (1991
VG). Лишь менее половины из их^исла имеют надежно опре-
деленные орбиты. Открытие большого числа АСЗ позволило
достаточно точно оценить общее число таких объектов в Сол-
нечной системе, а также частоту их встреч с Землей (см. об этом в
следующей главе). Из этих оценок следует, что тела, подобные
Тунгусскому метеориту, встречаются с Землей в среднем раз в
триста лет и что каждый миллион лет на Землю в среднем падает
одно-два тела размером с километр или более.
4. Возможность глобальной катастрофы
Пример Тунгусского феномена наглядно показывает, что
встреча Земли с телом размером в сотню или более метров может
обер-нуться региональной катастрофой крупного масштаба.
Однако то, что столкновения Земли с достаточно крупными
небесными телами грозят человечеству глобальной катастрофой,
стало известно только после того, как в разных странах было
осуществлено математическое моделирование последствий
тотального ядерного конфликта (Моисеев, 1988). Как выяснилось,
18 Глава I
вероятным последствием такого конфликта явится эффект
долговременной “ядерной зимы”, возникающий вследствие
выброса в атмосферу колоссального количества мелкодисперсной
пыли и сажи. Пыль и сажа, эффективно экранирующие свет
Солнца, достаточно быстро распространяются в атмосфере всей
Земли или ее значительной части, где они могут оставаться в
течение многих месяцев и даже лет. Происходит глобальное
нарушение динамики всей атмосферы Земли. Температура верхних
слоев атмосферы резко повышается, в то время как температура у
поверхности Земли падает на десятки градусов. Растения прекра-
щают синтез органического вещества. Теплокровные животные
гибнут от снижения температуры и бескормицы. Почва, внутрен-
ние водоемы и поверхностные слои морей и оксанов оказываются
отравленными кислотными дождями. Спустя месяцы, после
очищения атмосферы и восстановления ее циркуляции возникнет
парниковый эффект вследствие увеличения содержания в атмо-
сфере углекислого газа. В результате может произойти глобальное
самоподдсрживающссся повышение температуры Земли на
несколько градусов. Температурные колебания могут иметь
драматические последствия для всей окружающей среды и
обернуться гибелью большинства обитателей Земли.
Нарисованная картина глобальной катастрофы практически
никак нс связана с ядерной природой взрывов. Нечто подобное
должно иметь место при ударе о Землю тела размером в 1-2 км и
более. Из образовавшегося кратера в десятки километров в диа-
метре выбрасывается большое количество вещества, в том числе в
виде частиц микронного размера. Огненные бури, колоссальные
лесные пожары способны охватить целые регионы. Нарушения в
динамике атмосферы и инсоляции приведут к массовой гибели
обитателей Земли.
5. Глобальные катастрофы в истории Земли и
их роль в эволюции
Не подлежит сомнению, что катастрофы большего или мень-
шего масштаба, связанные с падением небесных тел на Землю,
неоднократно случались в её истории. Тем нс менее, прямые свиде-
тельства подобных катастроф были обнаружены сравнительно
История возникновения проблемы 19
недавно. В конце семидесятых годов нобелевский лауреат
Л. Алварец начал вместе со своим сыном геологом У. Алварецом
исследование распространенности сидерофильных элементов в
земных породах (сидерофильные элементы, например, осмий,
иридий, платина, обнаруживают сродство с железом и их обычно
находят там, где есть железо и никель). В породах земной коры,
подверженных постоянному воздействию различных процессов
(плавление, выветривание и т.п.), сидерофильные элементы
содержатся лишь в очень незначительных концентрациях. В этом
отношении они отличаются от наиболее распространенных
каменных метеоритов — хондритов, в которых сидерофильные
элементы присутствуют в смеси с другими элементами, причем в
иной пропорции, чем это имеет место в земной коре. Особое
внимание геолога У. Алварсца привлекали слои земной коры,
которые соответствовали переходному периоду в истории Земли,
отстоящему от нас на 65 миллионов лет назад. Эти слои отделяют
Меловой период Мезозойской эры от Третичного периода Кайно-
зойской эры. В истории Земли переход от Мезозойской эры к
Кайнозойской ознаменован массовым вымиранием одних видов
живых существ и началом бурного развития других видов,
занявших освободившиеся экологические ниши. В частности,
звероящеры-динозавры и летающие ящеры, занимавшие в
Мезозойскую эру на протяжении свыше ста миллионов лет
господствующее положение на суше и в воздухе, уступили в
короткий срок свое место млекопитающим и птицам. Таким
образом, этот момент явился поворотным пунктом в развитии
жизни, который привел в конце Кайнозойской эры к появлению на
Земле человека.
Отмстим, что на комплекс событий на рубеже Мезозоя и
Кайнозоя в литературе часто ссылаются как на К/Т события (от
немецкого Kreide/ Tcrtiar — Меловой/ Третичный периоды или,
соответственно, С/Т — от английского Cretaceous/ Tertiary).
Проводя свои исследования вначале на севере Италии в районе
Губбио на выходе слоя глины, соответствующего переходу от
Мелового периода к Третичному, группа Алвареца обнаружила,
что концентрация иридия в пятисантиметровом слое в сотни раз
превышает его концентрацию в слоях, лежащих ниже и выше.
Впоследствии повышенная концентрация иридия была найдена в
переходном слое глины в различных местах земного шара (много
20 Глава 1
десятков образцов). Исходя из того, что концентрация иридия
вероятнее всего связана с его космическим происхождением, Луис
Алварец и Уолтер Алварец с соавторами выдвинули гипотезу,
согласно которой высокая концентрация иридия и гибель дино-
завров имеют одну и ту же причину — падение на Землю крупного
астероида или кометы (Alvarez et al., 1980).
Зная концентрацию иридия в пограничном слое в районе Губбио
(810’9 г/см2 поверхности), можно было сделать оценку общего
содержания иридия в этом слое по всей Земле. Она составляет
около сорока тысяч тонн. При характерном процентном содер-
жании иридия в веществе каменных метеоритов, равном 0.00005%
(Мейсон, 1965) общая масса вещества космического тела, выбро-
шенная в верхние слои атмосферы и рассеявшаяся по всей Земле,
должна была составить около 7.4-1010 тонн. Если еще учесть, как
это сделали авторы гипотезы, что в стратосферу попало лишь около
четверти всего выброшенного вещества, то нетрудно найти, что
такое количество вещества при плотности 2.2 г/см3 должно
содержаться в космическом теле размером около семи километров
в диаметре. Учитывая, что в других местах поверхностная
концентрация иридия оказалась большей чем в Губбио, а также на
основе иных соображений авторы гипотезы оценили размеры тела
десятью километрами. При падении такого тела должен образовать-
ся кратер размерами 150-200 км в диаметре, а в атмосферу
выброшено мелкодисперсное вещество по объему в десятки, если
не в сотни раз, превышающее упавшее тело. Возможно, что кратер
Чиксулаб (D = 180 км, возраст 64.98 ± 0.04 млн лет) в Мексике
образовался в результате именно К/Т катастрофы, хотя это мнение
оспаривается. Постепенное оседание выброшенного вещества,
рассеянного в атмосфере, привело к появлению по всей земле слоя
глины, обогащенного иридием.
С того времени как эта гипотеза была сформулирована, она
нашла многочисленные подтверждения (Chapman, Morrison, 1994).
Как оказалось, средняя концентрация химических элементов (и не
только иридия) в слоях, лежащих ниже и выше К/Т слоя, качест-
венно иная, чем в самом слое. Одновременно выяснилось, что
состав этого пограничного слоя в разных частях Земли примерно
одинаков. В тех случаях, когда нижележащий слой сформировался
на дне древнего моря, в нем присутствуют ископаемые остатки
мелких морских организмов различных видов, тогда как в
История возникновения проблемы 21
вышележащих слоях остатки большинства этих видов отсутствуют
и, напротив того, постепенно появляются остатки новых форм.
Таким образом, феномен массового вымирания в описываемый
переходный период находит свое прямое подтверждение.
В геологических слоях, относящихся к различным периодам
истории Земли, обнаружен ряд других концентраций иридия, хотя
и значительно меньших по величине. По-видимому, они указывают
на события существенно меньшие по масштабу, но которые также
могли иметь характер глобальных катастроф. Эта проблема
нуждается в дальнейшем изучении.
Тем не менее, уже сейчас вполне ясно, что глобальные ударные
катастрофы были важным фактором в процессе развития жизни на
Земле.
Уже хотя-бы поэтому проблема астероидно-кометной опасности
должна привлечь к себе пристальное внимание. Необходимо
оценить вероятность подобных катастроф в будущем и сопря-
женный с ними риск для человеческой цивилизации.

Глава 2
ОЦЕНКА
ВЕРОЯТНОСТИ ПАДЕНИЙ
КОСМИЧЕСКИХ ТЕЛ НА ЗЕМЛЮ
И СОПРЯЖЕННОГО С ЭТИМ
РИСКА

1. Частота падения
Для того чтобы количественно оценить опасность столкновения
Земли с космическими объектами, следует прежде всего получить
представление о числе таких тел в окружающем Землю про-
странстве. Малые планеты (астероиды) и короткопериодические
кометы на орбитах, заходящих внутрь орбит Марса, Земли и других
внутренних планет, находятся с космогонической точки зрения в
неустойчивом состоянии. Как уже говорилось в главе 1, из-за
характерного для тел Солнечной системы движения перигелия и
узла орбиты под влиянием планетных возмущений, орбиты таких
тел должны время от времени пересекаться с орбитами внутренних
планет. Вблизи этих пересечений малые планеты и кометы могут
сталкиваться с внутренними планетами или иметь с ними такие
тесные сближения, в результате которых их орбиты существенным
образом преобразуются. Например, афелий орбиты может
достигнуть орбиты Юпитера или даже выйти за его пределы. В
конечном счете тела могут выпасть на Юпитер или быть выбро-
шены за пределы Солнечной системы или выпасть на Солнце.
Характерное время существования тел на орбитах, пересекающих
орбиты внутренних планет, составляет от нескольких десятков до
сотен миллионов лет. Поскольку популяция таких тел существует
в настоящее время, должен быть постоянный источник или
источники их пополнения. Некоторая часть таких тел, возможно, до
одной трети общего числа, являются угасшими кометами,
лишившимися газообразной составляющей своих ядер за время
нескольких тысяч оборотов вокруг Солнца. Однако основная их
часть постепенно мигрировала из резонансных зон главного пояса
26 Глава 2
астероидов в результате накопления гравитационных возмущений
в эксцентриситете орбиты. Некоторую роль в перебросе таких тел
в район орбиты Земли и далее, еще ближе к Солнцу, мог сыграть
Марс, после того как перигелий орбиты резонансных астероидов
достиг района афелия орбиты Марса. В пользу гипотезы миграции
АСЗ — астероидов, сближающихся с Землей, — из главного пояса
говорят как динамические расчеты, так и тот наблюдательный
факт, что многие АСЗ имеют композиционный состав, близкий к
составу астероидов главного пояса.
К настоящему времени известно около 400 малых планет на
орбитах, заходящих внутрь орбиты Земли или приближающихся к
ней с внешней стороны (псригсльныс расстояния меньше 1.33 а.с.).
Они подразделяются на три типа:
1. Астероиды типа Амура (1221 Amor). К ним относятся
астероиды с псригсльными расстояниями, большими чем
афсльнос расстояние Земли (1.017 а.с.). Орбиты таких
астероидов подходят к орбите Земли с внешней стороны,
не пересекая ее. В процентном отношении они состав-
ляют около четверти всех пока открытых АСЗ.
2. Астероиды типа Аполлона (1862 Apollo). К ним относятся
астероиды с псригсльными расстояниями, меньшими
1.017 а.с., и афельными расстояниями, большими 1.017 а.с.
Такие астероиды способны проникать внутрь орбиты
Земли. Астероиды этого типа составляют около 2/3 всех
известных АСЗ.
3. Астероиды типа Атона (2062 Aten). Их большие полуоси,
меньше чем у Земли, и афельныс расстояния, больше чем
1 а.с. Большая часть орбиты таких астероидов лежит
внутри орбиты Земли и только в окрестности афелия своей
орбиты они выходят за ее пределы. Они составляют всего
несколько процентов от числа всех известных АСЗ.
Под действием планетных возмущений псригсльныс расстояния
астероидов, могут изменяться таким образом, что некоторые из
астероидов типа Амура переходят, хотя бы на время, в астероиды
типа Аполлона, и наоборот. Однако темп этих изменений мал, так
что астероиды типа Амура с псригсльными расстояниями, скажем,
на 0.05 а.с. большими чем современное афсльнос расстояние Земли,
нс представляют для нее в обозримом будущем никакой опасности.
Оценка вероятности падении и риска 27
Тоже можно сказать и об астероидах, орбиты которых целиком
лежат внутри орбиты Земли и нс приближаются к ней ближе, чем
на 0.05 а.с. (такие астероиды еще нс открыты из-за трудности их
наблюдений, но их существование нс противоречит законам
небесной механики).
Сам факт ежегодного открытия многих новых астероидов типа
Аполлона, Амура, Атона показывает, что количество таких тел в
Солнечной системе гораздо больше, чем известно на сегодняшний
день. Их число можно приближенно оценить различными спосо-
бами.
Наиболее простой способ сводится к подсчету объема простран-
ства, обследованного в ходе фотографического обзора неба, с
последующей экстраполяцией результатов наблюдений на всю
область, в которой могут находиться АСЗ. Более утонченные
способы используют знание закономерностей распределения
обследуемых объектов в Солнечной системе.
Прежде всего отмстим, что распределение тел по размеру в
популяциях астероидов, метеоритных тел, комет, может быть
описано степенным законом вида (Morrison, 1992b):
N = kDh, (1)
где /V— число тел, больших заданного значения диаметра D, к —
некоторая константа. Показатель степени h меняется от популяции
к популяции и может быть различным в разных интервалах
изменения Z), но сам характер закономерности является хорошо
установленным фактом. Показатель степени b для всей популяции
астероидов главного пояса близок к значению -2.4 . Такое значение
показателя соответствует быстрому увеличению числа астероидов
при переходе ко все меньшим и меньшим диаметрам. Степенное
распределение тел по размерам характерно для всех процессов,
связанных с дроблением. По-видимому, и здесь оно отражает тот
факт, что астероиды, кометы и метеориты являются так или иначе
продуктами дробления.
Следует тут же отмстить, что степенной закон распределения по
размерам характерен также и для кратеров на Луне и для сохранив-
шихся ударных кратеров на Земле. Поскольку на Луне почти
отсутствует эрозия, а крупномасштабная геологическая активность
прекратилась три миллиарда лет тому назад, ее лавовые равнины
являются прекрасными регистраторами потока астероидных и
кометных тел в околоземном пространстве. Надо отмстить, что
28 Глава 2
диаметр кратера связан с размерами упавшего тела определенной
зависимостью (в среднем для земных условий он оказывается в
15-20 раз больше диаметра упавшего тела). Благодаря этому
имеется возможность ответить на вопрос, соответствует ли
распределение кратеров по размерам распределению падающих
тел. В диапазоне величин, который может быть сопоставлен, оба
распределения оказываются подобными и это даст возможность
распространить статистику на более широкий диапазон размеров
падающих тел и уточнить ее.
Из астероидов с псригельными расстояниями меньшими
1.33 а.е. наибольшими по величине являются 1036 Ganymed (41 км),
433 Eros (около 20 км), 1580 Betulia и 1627 Ivar (около 8 км). Есть
все основания полагать, что астероиды, имеющие абсолютную
звездную величину Н (см. главу 4), меньшую чем 13.5т, уже
открыты, так как это тела с достаточно большим блеском и их легко
заметить. Как известно, абсолютная звездная величина планеты
связана с ее размерами и отражательной способностью. Если
перейти от характеристики “звездная величина” к характеристике
“размер тела”, то можно утверждать, что все темные, с низкой
отражательной способностью АСЗ размером большим, чем 14 км,
уже открыты. Для светлых АСЗ (с высокой отражательной
способностью — альбедо) предельные размеры уменьшаются в
среднем вдвое. На сегодняшний день открыто только 35%
астероидов, имеющих абсолютную звездную величину меньше
15.0т (т.е. с размерами, большими 6 км и 3 км, соответственно для
темных и светлых тел). Для тел с Н, меньшим 16.0,п, что соответ-
ствует диаметрам, большим 4 км и 2 км для темных и светлых
объектов, наши знания полны лишь на 15%, а для тел с Н, меньший
17.7,п (свыше 2 км и 1 км), нам известно лишь около 7% всех АСЗ.
Оценка общего числа АСЗ в зависимости от их размеров
представлена на рис. 2.1. Средней линией обозначено оценочное
число тел с диаметрами, превышающими заданное значение
(подсчитано для среднего значения отражательной способности).
Нижней и верхней линиями, отмеченными особыми значками,
ограничена область неопределенности. Для характерных значений
диаметров указано оценочное число тел с размерами, большими
указанных.
Как было отмечено выше, Земля время от времени сталкивается
с ядрами комет. Кометы принято подразделять на коротко-
Оценка вероятности падений и риска 29
Рис. 2.1. Число АСЗ с диаметрами, большими заданного
значения (по Э. Бауэлу)
30 Глава 2
периодические и долгопсриодичсскис. Границей раздела между
теми и другими обычно считают период, равный 200 лет (см. об
этом в главе 5). Тем нс менее, при рассмотрении вопросов
статистики открытий и стратегии противоастсроидной защиты эту
границу удобно провести по периоду 20 лет (Morrison, 1992; DW-
92). Именно этот раздел между коротко и долгопериодическими
кометами будет подразумеваться в главах 2, 3, 7.
Число короткопсриодичсских комет с размерами ядер, превы-
шающими 1 км, оценивается числом 30± 10, с размерами ядер,
превышающими 0.5 км — числом 125±30, и с размерами ядер,
превышающими 0.1 км — 3000±1000. Таким образом, количество
короткопсриодичсских комет в окрестности Земли составляет лишь
1% или несколько более от числа астероидов. Поток долго-
периодических комет в окрестности Земли может быть оценен
величиной в пять раз большей по сравнению с короткопсрио-
дичсскими кометами (Morrison, 1992b). Таким образом, в сумме
поток коротко и долгопсриодичсских комет составляет нс более
10% от популяции АСЗ. Однако их вклад в астероидную опасность
оказывается более значительным, так как скорости встречи комет,
особенно долгопсриодичсских, с Землей значительно выше
скоростей встречи малых планет из-за существенно больших
размеров их орбит (точнее больших полуосей орбит). Если средняя
скорость встречи малых планет с Землей составляет на границе
сферы действия Земли величину около 20 км/с, то для долго-
псриодичсских комет скорости встречи превышают 50км/с. В
результате вклад комет в астероидную опасность может быть
оценен величиной порядка 25%. К тому же, следует отмстить
непредсказуемость проникновения долгопсриодичсских комет во
внутреннюю область Солнечной системы и трудности прогнози-
рования их движения из-за наличия нсгравитационных эффектов.
На рис. 2.2 представлена частота падения на Землю тел
различных диаметров так, как она вытекает из современного
представления о всей совместной популяции астероидов и комет и
статистики распределения лунных кратеров (Chapman, Morrison,
1994). На рисунке также указана энергия падающего тела,
рассчитанная исходя из обычной плотности каменных метеоритов
(3.5 г/см3 ) и типичной скорости встречи 20 км/с и выраженная в
мегатоннах (Мт) эквивалентного заряда тринитротолуола
(1 Мт = 4.2 1022 эрг).
Оцс» i вероятности падении и риска 31
Средний интервал между падениями
Диаметр астероида, м
Рис. 2.2. Частота падения тел различных диаметров
32 Глава 2
Как видно из рисунка, средний интервал между падениями тел,
аналогичных тому, что вызвал Тунгусскую катастрофу, составляет
300 лет.
2. Падения космических тел, вызывающие
локальные разрушения
Земная атмосфера представляет серьезную преграду для
влетающих в нее космических тел. Прохождение тел через
атмосферу определяется их массой, геоцентрической скоростью,
композиционным составом и углом входа в атмосферу. Для тел
каменистого состава размерами до 100-150 метров характерным
сценарием является полная фрагментация с возможным выпа-
дением обломков на площади в десятки квадратных километров.
При этом более половины первоначальной кинетической энергии
тела выделяется на высотах 5-10 км. Этот процесс имеет характер
взрыва, сопровождающегося световыми и тепловыми эффектами и
порождением ударных волн. Рассеяние энергии в атмосфере
уменьшает непосредственное ударное воздействие обломков на
земную поверхность, но возникающие ударные волны способны
вызвать значительные разрушения на больших площадях. На
рис.2.3, заимствованном из работы (Hills, Goda, 1992), приведены
результаты модельных расчетов радиуса области, в пределах
которой ударная волна способна валить деревья и разрушать здания
(избыточное давление около 2.8-105 дин/см2). Расчеты выполнены
для каменистых тел с начальными радиусами от 20 до 200 м и
имеющих различные геоцентрические скорости. На рис. 2.4
представлены результаты аналогичных расчетов для железо-
никелевых тел. Расчеты показывают, что ударные волны, порож-
денные каменистыми телами до 50 м в поперечнике, не вызывают
катастрофических разрушений на Земле. Но уже при поперечнике
80 м и скорости входа V = 22 км/с радиус зоны поражения равен
25 км, что вполне согласуется с наблюдениями в районе Тунгус-
ской катастрофы.
Для железо-никелевых тел, более устойчивых к фрагментации,
резкое торможение наступает на меньших высотах. Этим объяс-
няется тот факт, что область разрушений на поверхности Земли
возникает при значительно меньших начальных радиусах тел.
Оценка вероятности падений и риска 33
80
70
60
50
40
30
20
10
0
20 30 40 50 60 70 200
Начальный радиус тела (м)
Рис. 2.3. Радиус зоны разрушений в зависимости от
начального радиуса и скорости для каменистых тел
(Hills, Goda, 1992)
34 Глава 2
Радиус зоны разрушения (км)
Начальный радиус тела (м)
Рис. 2.4. Радиус зоны разрушений в зависимости от
начальногорадиуса и скорости для железных тел
(Hills, Goda, 1992)
1. V = 11.2 км/с,
2. V = 15.0 км/с,
3. V = 20.0 км/с,
4. V = 22.0 км/с,
5. V = 25.0 км/с,
6. V = 30.0 км/с.
Оценка вероятности падений и риска 35
Железные тела поперечником уже в 50 м порождают зоны
разрушений даже при минимально возможных скоростях встречи
с Землей.
Тела размером в сотни метров преодолевают атмосферу без
значительной фрагментации и торможения. Быть может, лишь
небольшие кометы с ядрами таких размеров претерпевают полное
разрушение в атмосфере.
Основное выделение энергии у тел с размерами в сто и более
метров происходит при ударе о твердую или жидкую поверхность.
При ударе о Землю в окружающее пространство выбрасывается
огромное количество вещества, в сто и более раз, превышающее
массу упавшего тела. Диаметр образовавшегося кратера оказы-
вается в 15-20 раз больше диаметра тела. Зона разрушения в
результате землетрясения и поражения разлетающимися облом-
ками намного больше, однако общая площадь поражения может
оказаться даже несколько меньшей, чем при взрыве в атмосфере,
так как часть энергии расходуется на выброс вещества.
Как при взрыве в атмосфере, так и при падении тела на Землю
площадь зоны поражения S, выраженная в гектарах, может быть
оценена по формуле (Chapman, Morrison, 1994)
S = 104 Е2/3,
где Е — кинетическая энергия тела, выраженная в мегатоннах.
Например, при падении 250-метрового тела (Е я 1000 Мт), что
имеет место примерно один раз в 10000 лет, площадь поражения
составит около 106 га.
При падении тела в океан образовавшиеся цунами могут
вызвать разрушения на еще большей площади вдоль береговой
линии.
3. Падения, вызывающие глобальную
катастрофу
При падении на Землю космического тела достаточно большого
размера может быть перейден порог, после которого последствия
приобретают глобальный характер. Подходящим термином для
описания возможных последствий такой катастрофы является
“ударная зима” по аналогии с “ядерной зимой”. Наиболее важным
36 Глава 2
эффектом колоссального взрыва является выброс в атмосферу
огромного количества мелкодисперсной пыли и ее распрос-
транение в атмосфере всего земного шара или его значительных
регионов. Все это может привести к снижению температуры на
материковой части земной поверхности на 10° С и более, сохраня-
ющемуся на протяжении недель или месяцев, к потере урожая в
наиболее производительных районах мира, к массовому голоду в
большинстве стран. В соединении с другими прямыми эффектами,
сопровождающими падение крупного тела (гибель миллионов
людей, разрушение озонового слоя, отравление почвы и поверх-
ностных вод кислотными дождями и т.п.), гибель урожая и
массовый голод могут повлечь смерть нескольких миллиардов
людей и дестабилизацию всей человеческой цивилизации. Гибель
динозавров и многих других видов живых существ на пороге
Кайнозойской эры была, по-видимому, вызвана одним из таких
событий.
Основываясь на результатах, полученных в ходе испытания
ядерного оружия, в работе (Toon et al., 1994) было найдено, что
взрыв с энергией 105—106 Мт должен привести к образованию
такого количества пыли в атмосфере, что это вызовет снижение
температуры на большей части суши по крайней мере на несколько
градусов Цельсия. Энергия 105—106 Мт соответствует столкно-
вению Земли с телом размерами 1-2 км со скоростью 20 км/с.
В качестве номинального порога, при котором наступает
глобальный эффект, можно принять значение энергии 2105 Мт,
соответствующее диаметру падающего каменного тела в 1.5 км.
Ошибка в оценке номинального значения пороговой энергии может
составить целый порядок или быть даже большей. Для опреде-
ленности можно принять, что пороговое значение лежит в
интервале 1.5-104-1 • 107 Мт, что соответствует диаметрам падаю-
щего тела 0.6-5 км при скорости 20 км/с и соответственно 0.4-3 км
при скорости 42 км/с. Отметим, что средняя частота падения тел,
соответствующих нижней и верхней границе интервала неопреде-
ленности, составляет 7104 лет и 6106 лет. Номинальное значение
соответствует одному падению в 5105лет.
Оценка вероятности падений и риска 37
4. Анализ риска
Хотя падение на Землю достаточно крупного тела представляет
весьма редкое событие, можно показать, что риск погибнуть в
результате космической катастрофы для каждого отдельного
человека оказывается ничуть не меньшим, чем тот риск, которому
подвергаются люди от более привычных источников опасности и
которые они воспринимают весьма серьезно. Одним из возможных
и притом распространенных способов оценки риска является
подсчет вероятности (математического ожидания) гибели индиви-
дуума в течение года (или в течение жизни) в результате несчастно-
го случая, вызванного той или иной причиной. Риск погибнуть в
результате космической катастрофы является произведением
вероятности падения на Землю космического тела на вероятность
того, что падение вызовет смерть данного индивидуума. Пользуясь
данными предыдущего раздела, подсчитаем годичный риск
погибнуть от падения тела, подобного Тунгусскому метеориту
(годичная вероятность столкновения последнего с Землей равна
1/300). Примем, что в результате падения погибнут все индиви-
дуумы, оказавшиеся в зоне поражения, подсчитанной по формуле,
приведенной в предыдущем параграфе. При энергии равной 15 Мт
зона поражения составит 610 км2, или 1.210-6 земной поверхности.
Риск погибнуть в течение года вычисляется как произведение
вероятности столкновения Земли с космическим телом на вероят-
ность оказаться в зоне поражения, что составляет
(1/300)-1.2-10^= 1/250 000 000.
При условии равномерного распределения современного
населения Земли по земной поверхности в зоне поражения
окажется 6250 человек.
Для оценки риска погибнуть в результате глобальной катастро-
фы примем, что смерть постигнет четвертую часть населения
Земли. Умножение вероятности падения тела, вызывающего
пороговый эффект (1/500000), на вероятность гибели индивидуума,
равную 1/4, дает вероятность гибели индивидуума в течение года
равную 1/2000000 или 75/2000000 - 1/25000 в течение жизни.
Из этих подсчетов, прежде всего, следует, что риск, связанный
с глобальной катастрофой, доминирует. Причина этого ясна: при
глобальной катастрофе основной причиной смертности являются
нарушения климата и другие непрямые эффекты, охватывающие
всю Землю. Результаты подсчета среднего числа жертв в резуль-
38 Глава 2
тате падения тел различных размеров представлены на рис.2.5, а на
рис.2.6 представлены среднегодовые числа. На этих рисунках
заштрихованные области показывают пределы неопределенности
в оценках порогового значения для глобальной катастрофы.
Пунктирной линией показано возможное возрастание смертности
из-за цунами.
Как показывает рис.2.6, наибольшее значение среднегодового
числа жертв вызывается падением тел, близких по размеру к
номинальному пороговому значению (1.5 км) или меньших его, но
достаточно больших, чтобы вызвать глобальную катастрофу.
Риск погибнуть из-за возможных падений космических тел на
Землю целесообразно сопоставить с тем риском погибнуть,
которому подвергается средний индивидуум в современных
цивилизованных странах. Соответствующие данные могут быть
почерпнуты из литературы по страховому делу. Так, согласно
американским данным, риск умереть от различных причин для
среднего гражданина составляют (Chapman, Morrison, 1994):
Причина смерти Риск
Автокатастрофа 1/100
Убийство 1/300
Пожар 1/800
Поражение электротоком 1/5000
Авиакатастрофа 1/20000
Наводнение 1/30000
Торнадо 1/60000
Ядовитый укус 1/100000
Ботулизм 1/3000000
Нетрудно видеть, что риск погибнуть от астероидной опасности
(1/25000) у гражданина США вполне сопоставимы с риском
погибнуть в авиакатастрофе или в результате наводнения, и во
всяком случае больше чем от ботулизма.
Оценка вероятности падений и риска 39
Среднее число жертв / событие
Годичная вероятность события
Энергия (Мт)
3 10 30 100 300 1000 3000 Ю000
Диаметр астероида, м
Рис. 2.5. Число жертв при падении тел разных диаметров
40 Глава 2
Диаметр астероида (км)
Рис. 2.6. Среднегодовое число жертв
при падении тел разных диаметров
Оценка вероятности падений и риска 41
Таким образом, с точки зрения “здравого смысла” астероидная
опасность должна относиться к числу тех опасностей, которые
правительства воспринимают как вполне серьезные и которые
заслуживают финансовых затрат на их уменьшение.
Однако в ряде отношений астероидная опасность превосходит
все другие естественные или техногенные опасности, за исключе-
нием, быть может, только глобального ядерного конфликта. У всех
естественных катастроф (извержений, землетрясений, тайфунов и
т.п.) имеется верхний предел освобождаемой энергии, все они
имеют сугубо локальный характер. Падение крупного тела на
Землю способно вызвать гибель значительной части населения
Земли в течение нескольких месяцев или лет. Глобальная
катастрофа особенно страшна тем, что ни одна нация или
правительство не будут способны оказать помощь другим странам,
поскольку бедствие охватит всю планету. Человеческая циви-
лизация в том виде, которого она достигла за несколько тысяч лет
своего развития, может прекратить свое существование.
К счастью, в отличие от динозавров люди способны предвидеть
подобную катастрофу и принять действенные меры по ее предот-
вращению.
Надо привлечь внимание к еще одному аспекту астероидной
опасности. Космические тела способны не только приносить на
Землю энергию, по сравнению с которой энергия даже наиболее
мощного ядерного взрыва представляется карликовой, но они
также могут оказаться детонатором ядерного конфликта между
различными странами, поскольку световые и тепловые эффекты,
возникающие при взрыве подобных тел в атмосфере или на земной
поверхности, могут быть восприняты враждующими сторонами как
начало ядерной атаки и повлечь за собой ответные действия. Одной
из неотложных задач противодействия астероидной опасности
должно быть создание специальной международной службы
оповещения о вторжении космических тел в атмосферу Земли.

Глава 3
СОСТОЯНИЕ РАБОТ ПО
ПРОБЛЕМЕ АСТЕРОИДНО-
КОМЕТНОЙ ОПАСНОСТИ

1. Осознание проблемы
По мере накопления наблюдательных данных и теоретических
разработок проблема астероидной опасности начинает привлекать
к себе все больше и больше внимания. Как уже отмечалось,
гипотеза о падении крупного 'тела как причине гибели динозавров
вызвала широкий интерес и способствовала дальнейшему изу-
чению проблемы. В июле 1981 г. Национальное управление по
космическим исследованиям США (НАСА) провело Рабочее
совещание на тему “Столкновение астероидов и комет с Землей:
физические последствия и человечество”. Обзор главных выводов
этого совещания был дан в книге (Chapman and Morrison, 1989).
Следующим событием, привлекшим внимание ученых и
общественности к данной проблеме, явилось прохождение
трехсотметрового астероида вблизи Земли 23 марта 1989 г.
Минимальное расстояние до астероида составило всего около
700 тысяч км (для сравнения: среднее расстояние от Земли до Луны
составляет 384 тысячи км). Особенно тревожным обстоятельством
этого тесного сближения явился тот факт, что тело было обнару-
жено только лишь во время его удаления от Земли (заметим в
скобках, что в настоящее время орбита этого тела — малой планеты
4581 Asclepius определена весьма надежно). Американский
Институт аэронавтики и космонавтики опубликовал в 1990 г.
меморандум, призывающий к изучению астероидной опасности и
способов предотвращения столкновений. Палата Представителей
Конгресса США в ответ на этот меморандум поручила НАСА
изучить проблему обнаружения опасных космических объектов и
проблему их перехвата и активной защиты от них. В июне 1991 г.
46 Глава 3
в Сан-Хуан Капистрано (Калифорния, США) было проведено
международное совещание (The NEO Detection Workshop) по
первой из указанных проблем. На совещании было рассмотрено
текущее состояние поиска и слежения за АСЗ и выработаны
рекомендации по их интенсификации. Совещание организовало
Международную рабочую группу НАСА по данной проблеме из
представителей американских и зарубежных специалистов во главе
с Д. Моррисоном. От России в группу вошел директор Института
теоретической астрономии РАН (ИТА) А. Г. Сокольский.
Целью второго совещания (The Near-Earth-Object Interception
Workshop), состоявшегося 14-16 января 1992 г. в Лос-Аламосе,
Нью-Мексико, США, явилось исследование путей уменьшения
опасности в случае, если то или иное космическое тело окажется на
траектории столкновения с Землей. Опубликованы отчеты обоих
совещаний (Morrison, 1992; DW-92, IW-92). В дальнейшем мы
вернемся к ним.
В августе 1991 г. XXI Генеральная Ассамблея Международного
астрономического союза (МАС) в Буэнос-Айресе приняла
специальную резолюцию в поддержку исследования астероидной
опасности и организовала Рабочую группу по объектам, сбли-
жающимся с Землей, из представителей ряда Комиссий МАС.
Председателем Рабочей группы был избран А. Карузи. От
Комиссии 20 (положение и движение малых планет, комет и
спутников) в нее вошел Института теоретической астрономии РАН
(ИТА) А. Г. Сокольский. В резолюции Генеральной Ассамблеи
МАС, одним из инициаторов которой был ИТА, содержится
призыв к астрономам принять участие в изучении потенциальной
угрозы от сближающихся с Землей астероидов и комет, а стра-
нам — членам МАС кооперировать имеющиеся инструменты и
материальные ресурсы для открытия новых и слежения за
известными АСЗ.
В России это обращение Генеральной Ассамблеи МАС было
встречено с должным вниманием. Уже в октябре 1991 г. в
С.-Петербурге было проведено Всесоюзное совещание с между-
народным участием “Астероидная опасность”. Опубликованы
Труды этого Совещания (АО-92). В феврале 1992 г. в
С.-Петербурге на базе ИТА РАН был создан Международный
институт проблем астероидной опасности (МИПАО) — общес-
твенная научная организация под эгидой Международного центра
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 47
научной культуры — Всемирной лаборатории. Спонсорская
финансовая помощь позволила МИПАО уже в 1992 г. начать
активную научную и организационную работу по проблеме
астероидной опасности, используя систему предоставления
грантов. В 1992 — 1993гг. МИПАО был осуществлен проект
“Тоутатис” — всестороннее изучение астероида 4179 Toutatis в
период его сближения с Землей в декабре 1992 г. (позиционные и
физические наблюдения, радиолокация астероида, теоретические
исследования и т.д.). В мае 1993 г. по итогам работы МИПАО в
1992-1993 гг. в С.-Петербурге была проведена Комплексная
конференция “Астероидная опасность-93”. В настоящее время
МИПАО совместно с ИТА РАН осуществляет создание в Крыму
специализированного телескопа со светоприемником на ПЗС-
матрице. Телескоп предназначен для наблюдений АСЗ, слежения
за ними и поиска новых объектов. Предполагается, что данные,
считываемые с ПЗС-матрицы, будут поступать в ЭВМ, где
автоматически будет производиться анализ информации с целью
обнаружения движущихся объектов и вычисления их координат в
режиме реального времени.
2. «Космическая стража». Рекомендации Рабочего
совещания по обнаружению АСЗ
На Совещании в Сан-Хуан Капистрано (см. выше) подверглись
обсуждению пределы наших знаний об объектах, угрожающих
Земле, оценка риска, которому Земля подвергается со стороны
объектов различных категорий, оптимальная стратегия обнару-
жения и слежения за наиболее опасными из них. По материалам
этого Совещания Рабочей группой под руководством Д. Моррисо-
на был подготовлен доклад (Morrison, 1992а; 1992b), который был
представлен на рассмотрение Конгресса США. Основные поло-
жения этого доклада широко использовались при написании
данной главы.
В докладе прежде всего констатировалось, что полнота
имеющихся знаний об объектах, сближающихся с Землей, явно
недостаточна. Первым шагом на пути предупреждения или
уменьшения последствий космической катастрофы должен быть
интенсивный поиск ОСЗ и детальный анализ их орбит.
Наибольший риск потерь человеческих жизней связан с
48 Глава 3
падением космических тел, достаточно больших, чтобы вызвать
нарушения климата Земли и другие глобальные эффекты. Возмож-
ность глобальной катастрофы несомненна, но точная оценка
энергии взрыва, приводящего к ней, в настоящее время затруд-
нительна. Большинство исследований дают оценку порядка 106Мт,
что соответствует диаметру падающего тела в 1-2 км. Тела
меньшего размера могут привести к локальным или региональным
катастрофам, но не представляют глобальной угрозы всему
человечеству.
Существующие методы наблюдений позволяют открыть все
(или почти все) астероиды и короткопериодические кометы,
представляющие угрозу для Земли и имеющие диаметры 1 км или
более. Однако при сохранении современных темпов открытий
потребуется несколько столетий, чтобы добиться достаточной
полноты обзора. В сжатые сроки такой обзор может быть проведен,
если будет создана сеть мощных инструментов, размещенных в
различных местах земного шара и осуществляющих постоянный
мониторинг космического пространства.
Как показали модельные расчеты, сеть из шести телескопов с
апертурами от 2 до 3 м, оснащенных ПЗС-приемниками света,
способными регистрировать движущиеся объекты до 22,п (звездной
величины), будет в состоянии выловить в течение 20-25 лет свыше
90% всех АСЗ размерами больше одного километра. Помимо этого,
такая сеть позволит обнаружить десятки тысяч АСЗ меньшего
размера, хотя полнота обзора будет существенно снижаться по
мере уменьшения размеров тел. Систематический мониторинг
косми-ческого пространства позволит также заблаговременно, по
крайней мере за несколько месяцев до тесного сближения с Землей,
обнаруживать долгопериодические кометы, предсказать появление
которых невозможно.
В дополнение к открытию новых АСЗ обзор неба потребует
выполнения большого объема работ по слежению за уже откры-
тыми объектами, уточнению их орбит, определению их физических
характеристик. Для решения этих задач крайне желательно
привлечение наблюдений с помощью радиотелескопов, позволя-
ющих быстро добиться высокой точности определения орбит и
дающих разнообразную информацию о физических свойствах
объектов. Несомненно, также потребуется налаженная оперативная
связь между обсерваториями, принимающими участие в обзоре, и
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 49
создание международного центра (или центров) по каталогизации
наблюдений и орбит, поддержанию базы данных и координации
действий обсерваторий.
Описанный в общих чертах проект получил название «Косми-
ческая стража» («Spaceguard Survey»). Строительство шести 2.5-м
телескопов оценивалось суммой в 50 млн долларов. Для эксплуата-
ции инструментов и функционирования всей сети требовалось
дополнительно 10 млн долларов ежегодно. Проект был представ-
лен НАСА на рассмотрение Конгресса США.
В докладе отмечено, что подготовка к осуществлению проекта
может начаться немедленно, в США и других странах, в результате
модификации и расширения существующих программ наблюдений
АСЗ. За счет умеренного вложения средств в эти программы можно
добиться увеличения скорости открытия АСЗ в два и более раз.
Может быть отработана технология наблюдений и их обработки,
которая в дальнейшем будет использована на более крупных
инструментах, обучен персонал для работы на инструментах,
включаемых в сеть.
Можно отметить, что работа в этом направлении уже началась в
нескольких странах. В США в обсерватории Китт-Пик с конца
восьмидесятых годов функционирует телескоп с диаметром
зеркала 0.9 м, оснащенный ПЗС-матрицей, содержащей
2048x2048 светочувствительных элементов (пикселей). С его
помощью уже открыто много десятков АСЗ. Система доказала свою
эффективность на практике и опыт ее эксплуатации был использован
при разработке проекта «Космическая стража». Намечена замена
используемого телескопа другим с диаметром зеркала в два раза
большим. Строительство нового телескопа уже идет.
В Ловелловской обсерватории (Флагстафф, США) уже в течение
ряда лет ведутся работы по оснащению 58-см камеры Шмидта
мозаикой из нескольких ПЗС-матриц размером 2048x2048
пикселей каждая.
Во Франции в обсерватории Лазурный Берег (Ницца) завершает-
ся оснащение 0.9-м камеры Шмидта мозаикой из девяти ПЗС-
матриц размером 2048x2048 пикселей каждая. Аналогичную
камеру в дальнейшем предполагается иметь в Европейской южной
обсерватории (Чили).
В обсерватории Сайдинг Спринг (Австралия) уже в течение трех
лет используется 1 -м рефлектор, оснащенный ПЗС-матрицей, для
50 Глава 3
регулярных поисков АСЗ и слежения за уже известными.
О начале строительства в Крыму по проекту МИПАО - ИТА
РАН 64-см камеры для наблюдений АСЗ было сказано выше.
3. Рабочее совещание “Перехват АСЗ”
Рабочее совещание было проведено НАСА и Лос-Аламосской
национальной лабораторией США (Департамент энергии) с 14 по
16 января 1992 г. в Лос-Аламосе (IW-92). Его целью являлось
обсуждение проблем, связанных с предупреждением космических
катастроф. Были рассмотрены технологические возможности и
спектр действий, которые могут быть предприняты в случае
возникновения реальной угрозы. В совещании приняли участие
около ста гражданских и военных специалистов США.
По мнению большинства участников, в настоящее время
существует потенциал для предупреждения большей части
возможных катастроф, но для этого требуется дальнейшее развитие
технологических возможностей и осуществление программы
экспериментов в космосе. Участники, знакомые с секретными
технологиями, полагают, что немедленный прогресс может быть
достигнут в результате передачи гражданскому сектору сущес-
твующих оборонных технологий по обнаружению, слежению и
наведению в космосе, и в результате заключения соглашений о
передаче данных об открытиях АСЗ от оборонных и разведо-
вательных центров соответствующим гражданским институтам.
На совещании были высказаны различные точки зрения по
поводу допустимости проведения в космосе экспериментов по
перехвату или изменению орбит пробных тел. Часть участников
полагает, что такие эксперименты допустимы в случае, когда есть
уверенность, что эксперименты не приведут к падению тел на
Землю. Была выражена уверенность, что окончательное планиро-
вание защиты Земли в будущем станет возможным только при
условии, что такие эксперименты будут проведены и что междуна-
родное согласие по поводу средств предупреждения падений
космических тел может быть достигнуто. При отсутствии междуна-
родного сотрудничества, вероятно, трудно будет добиться такого
согласия. Ряд участников высказали озабоченность по поводу
возможности проведения ядерных взрывов в космосе. Некоторые
участники считают допустимыми испытания только кинетических
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 51
импакторов (ударников). Другие полагают, что вероятность
раннего обнаружения крупных объектов достаточно высока для
того, чтобы любые испытания, ядерные или иные, были отложены
до тех пор, пока не возникнет реальная угроза. Существует явная
необходи-мость продолжения национальных и международных
научных исследований и воля к проведению успешной и широко
одобряемой политики в этом вопросе.
4. Падение кометы Шумейкер-Леви 9 на Юпитер.
Проект «Апокалипсис»
23 марта 1993 г. американскими астрономами супругами
Каролин и Юджин Шумейкер и Девидом Леви была открыта
вблизи Юпитера новая комета, получившая имя Шумейкер-Леви 9
как девятая по счету комета, открытая ими в период их совместной
деятельности. На фотографиях, выполненных с помощью крупных
инструментов, было заметно, что новая комета имеет не одно ядро,
а целую цепочку ядер различного блеска, растянувшуюся вдоль
орбиты кометы. После того как орбита кометы была достаточно
надежно определена, вычисление ее движения назад во времени
показало, что в июле 1992 г. комета прошла на расстоянии порядка
100 тысяч километров от центра Юпитера и что в окрестности
сближения с ним ее ядро, по-видимому, было разорвано прилив-
ными силами на большое число фрагментов, продолживших
движение по орбитам, весьма близким к орбите материнского тела.
Предвычисление движения кометы в будущем достаточно
уверенно предсказывало ее падение на Юпитер в июне-июле
1994 г. Этот результат по-настоящему взволновал астрономов. Если
распад ядер комет на части удавалось наблюдать неоднократно, то
заранее предвычисленное столкновение двух тел Солнечной
системы представлялось событием из ряда вон выходящим.
Размеры фрагментов кометы Шумейкер-Леви 9 оценивались
величинами, судя по их блеску, от одного до нескольких кило-
метров. Поскольку встреча кометы с Юпитером должна была
состояться на скорости 65 км/с, то энергия столкновения оказы-
валась сравнимой или даже превосходящей ту, которую принес на
Землю десятикилометровый астероид 65 миллионов лет тому
назад. Солнечная система предоставила астрономам редкую
возможность стать свидетелями космической катастрофы из числа
52 Глава 3
тех, которые неоднократно случались в прошлом на Земле и других
планетах, но масштабы которых трудно вообразить. Вот почему
деятельная подготовка к наблюдениям этого события началась на
астрономических обсерваториях всего мира.
В России и СНГ эту работу возглавил МИПАО. Был разработан
проект «Апокалипсис» для подготовки и проведения наблю-
дательной кампании на многих обсерваториях. Российский фонд
фундаментальных исследований выделил на эти цели специальный
грант. В наблюдениях участвовали Специальная астрофизическая
обсерватория РАН, в том числе шестиметровый телескоп, шести-
сотметровый радиотелескоп РАТАН-600, Крымская астро-
физическая обсерватория при ГКНТ Украины, Майданакская
обсерватория (Узбекистан), Харьковская астрономическая
обсерватория, Симеизская Международная астрономическая
обсерватория, Пулковская обсерватория и другие. В ИТА РАН,
Пулковской обсерватории, Физико-техническом институте им.
Иоффе, Институте высоких температур РАН и в других местах
были заблаговременно разработаны теоретические модели
процессов в атмосфере и магнитосфере Юпитера при столкновении
с кометой, оценены возможные наблюдаемые эффекты. В Инсти-
туте теоретической астрономии с высокой точностью были
предвычислены моменты падения отдельных фрагментов на
Юпитер, координаты точек падения и другие обстоятельства,
прослежена эволюция орбиты в прошлом вплоть до пятидесятых
годов.
Хорошо продуманная и организованная кампания позволила
получить исключительно ценный наблюдательный материал,
который удачно дополняет наблюдения быстротекущих процессов,
проведенные в других обсерваториях мира. Обсуждению этих
результатов была посвящена Всеросийская конференция с
международным участием “Астероидная опасность-95” в мае
1995 г. в С.-Петербурге (АО-95).
Хотя места падений фрагментов кометы располагались на
невидимой стороне Юпитера, последствия грандиозных взрывов в
виде истечений раскаленных газов можно было наблюдать через
десятки минут после падения, когда соответствующие участки
оказывались в силу вращения планеты на видимой стороне.
Возмущения в атмосфере планеты, вызванные падением кометы,
оказались столь грандиозными, что они легко наблюдались на
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 53
протяжении многих суток. Нетрудно представить, что случилось
бы с человеческой цивилизацией, если бы столкновение с кометой
претерпел бы не Юпитер, а наша Земля.
5. XXII Генеральная Ассамблея МАС и ее
решения по проблеме АСЗ
Во второй половине августа 1994 г., менее чем через месяц
после падения осколков кометы Шумейкер-Леви 9 на Юпитер, в
Гааге (Нидерланды) состоялась Генеральная Ассамблея Между-
народного астрономического союза. На Ассамблее живо обсуж-
дались первые результаты наблюдений этого грандиозного
явления. Наблюдения были выполнены в сотнях наземных
обсерваторий. Программа наблюдений космического телескопа
Хаббла была специально переориентирована на наблюдения этого
уникального события. Ценнейший материал был получен с борта
космического аппарата Галилео, находившегося на пути к
Юпитеру.
На научных и административных заседаниях подверглось
обсуждению развитие и текущее состояние работ по проблеме
астероидной опасности, ближайшие перспективы. Состав Рабочей
группы по АСЗ был расширен до 17 членов. В ее нынешнем составе
8 представителей США, 7 — из европейских стран, включая
Россию, и по одному представителю из Австралии и Японии. По
представлению Рабочей группы на пленарном заседании Ассам-
блеи была принята резолюция Международного астрономического
союза по проблеме астероидной опасности (“IAU Information
Bulletin”, 1995, № 74, р. 20). Текст этой резолюции гласит:
XXII Генеральная Ассамблея Международного астрономи-
ческого союза,
Учитывая,
1. что космическая бомбардировка кометами и малыми
планетами является важным фактором, игравшим
большую роль в эволюции жизни на Земле,
2. что наши знания об особенностях и распределении орбит
АСЗ в пространстве являются крайне ограниченными,
54 Глава 3
3. что каталогизация АСЗ, насколько возможно полная с
помощью современной техники, наилучшим образом
может быть достигнута путем кооперативной, скоорди-
нированной в международном плане программы наблю-
дений и сбора данных,
4. что МАС с ее Рабочей группой по АСЗ является в
настоящее время единственной международной органи-
зацией, занимающейся данной проблемой, в то время как
ряд национальных организаций уже готовы к началу
планирования своей деятельности,
Рекомендует, чтобы Рабочая группа продолжила свою актив-
ность с целью:
1. поощрения национальных инициатив и помощи в их
координации;
2. подготовки в течение трех лет оценки относительных
достоинств и недостатков тех мест, которые намечаются
для проведения наблюдений;
3. приглашения других научных организаций, таких как
КОСПАР, Международный Геодезический и Геофи-
зический союз и т.д., к сотрудничеству по данной
проблеме;
4. поощрения и содействия распространению точной
информации о природе и степени астероидной опасности;
5. подготовки отчета о своей деятельности для XXIII
Генеральной Ассамблеи МАС в 1997 г (Киото, Япония).
Очередное Рабочее совещание и заседание Рабочей группы,
посвященные разработке проекта «Космическая стража», было
намечено провести в сентябре 1995 г. на острове Вулкано, Италия.
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 55
6. Конференция “Проблемы защиты Земли от
столкновения с опасными космическими
объектами”
26-30 сентября 1994 г. в гор. Снежинск, Челябинская обл.,
состоялась международная конференция “Проблемы защиты Земли
от столкновения с опасными космическими объектами”. Конфе-
ренция была организована Государственным Российским Феде-
ральным ядерным центром - Всероссийским НИИ технической
физики и Государственным ракетным центром - Конструкторским
бюро им. В. П. Макеева. В конференции приняли участие предста-
вители пятидесяти научных и научно-технических организаций
России. Помимо российских участников, в работе конференции
участвовали девять видных американских ученых, представ-
ляющих НАСА, Лос-Аламосскую и Ливерморскую Национальные
лаборатории США и некоторые другие учреждения.
На конференции был рассмотрен широкий спектр проблем,
связанных с созданием системы защиты Земли от столкновения с
опасными космическими объектами (ОСЗ). Большая часть
докладов была посвящена таким проблемам как:
- динамика космических перелетов, сближения и перехвата
ОСЗ;
- эффективность ракетно-транспортных систем;
- воздействие на астероид рентгеновского и нейтронного
излучений;
- изменение орбит и разрушение ОСЗ с помощью ядерных
взрывов и высокоэнергетических импульсов неядерной
природы;
- взаимодействие сталкивающихся тел с атмосферой Земли,
ее твердой и жидкой поверхностями, влияние ядерных
взрывов на магнитосферу Земли.
Существенно меньше внимания в докладах было уделено
проблеме обнаружения ОСЗ. Главный упор здесь делался на
средства космического базирования.
Участники конференции пришли к выводу, что накопленных
человечеством знаний и опыта в области ракетно-космических,
ядерных и общепромышленных технологий достаточно, чтобы
56 Глава 3
приступить к разработке международного проекта создания
системы защиты Земли от ОСЗ.
В качестве важнейшей на ближайший период была подтвер-
ждена задача уточнения оценки риска столкновения ОСЗ с Землей,
для чего необходимо выявить как можно больше тел размерами от
одного километра и более, получить оценки числа более мелких тел
и распределение их по размерам, провести комплексное иссле-
дование физико-химических свойств ОСЗ. Для выбора напра-
вления технической реализации системы защиты Земли, опреде-
ления ее облика необходимо проведение ряда исследований,
направления которых сформулированы в развернутой программе,
одобренной конференцией.
Конференция обратилась с призывом к ученым, работникам
промышленных предприятий и фирм, обеспокоенным гражданам
и правительствам всех стран с предложением развернуть в рамках
международного проекта работы и исследования по оценке
астероидной опасности и возможности ее предотвращения.
7. Доклад Рабочей группы Шумейкера.
Совещание на о. Вулкано
Доклад Рабочей группы НАСА по обнаружению АСЗ (Morrison,
1992; DW-92), подвергся критике в отношении растянутости
сроков, необходимых для его осуществления, и величины
требуемых финансовых затрат. В 1994 г. НАСА получило новую
директиву Конгресса США по осуществлению возможно полной
каталогизации опасных астероидов и комет размерами свыше
одного километра. Новая директива нацеливала НАСА на
выполнение этой задачи совместно с министерством обороны
США и космическими агенствами других стран в более сжатые
сроки. Для разработки нового плана была образована Рабочая
группа под руководством Ю. Шумейкера. Доклад Рабочей группы
Шумейкера в конце июня 1995 г. был представлен Конгрессу
(Shoemaker et al., 1995).
В то время как стратегические цели проекта, предложенного в
1992 г., остались неизменными, в докладе Рабочей группы
Шумейкера упор сделан на использование уже имеющихся или
строящихся телескопов меньших размеров и в меньшем числе, но
оснащаемых ПЗС*матрицами новейших разработок с большим (до
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 57
75%) квантовым выходом и малым временем считывания. В
докладе предложена новая стратегия проведения обзора, которая
в сочетании с возросшими инструментальными возможностями
позволяет добиться значительной полноты обзора уже в течение
первого десятилетия его полномасштабного осуществления.
Использование наличных или строящихся инструментов и
сокращение сроков выполнения проекта дает возможность
значительно уменьшить необходимые финансовые затраты,
которые должны составить 42 млн долларов в течение десяти лет.
Для обнаружения АСЗ предлагается использовать два телескопа
с диаметрами порядка двух метров (один из них уже упомянутый
1.8-м телескоп, создаваемый для обсерватории Китт-Пик) и один-
два 1-м телескопов для обнаружения и/или слежения за открытыми
объектами. Упомянутый 1.8-м телескоп (F/2.7, т.е. с диаметром
меньшим фокусного расстояния в 2.7 раза), который предпо-
лагается оснастить мозаикой из четырех высокоэффективных
быстросчитываемых ПЗС-матриц с количеством пикселей
2048x2048 в каждой, будет иметь рабочее поле 1.14x1.14 кв. град,
и сможет регистрировать объекты до 20.9 звездной величины при
десятисекундных экспозициях.
На основе результатов численного моделирования процесса
обнаружения АСЗ в докладе показано, что такой телескоп
способен в течение десятилетнего цикла наблюдений обнаружить
свыше 90% всех АСЗ размером с километр или более, если их
альбедо принять равным 0.15, или двухкилометровых и более
астероидов, если их альбедо равно 0.04. Этот результат существено
отличается от тех оценок, которые легли в основу проекта
“Космическая стража”. В оригинальном проекте предполагалось
вести наблюдения до 22 звездной величины в области неба
площадью 6000 кв. град, в окрестности оппозиционной точки. В
противо-положность этому авторы второго доклада пришли к
выводу, что наилучшей стратегией для оптимизации числа
открытий является ежемесячный обзор всей доступной для
наблюдений области неба (в данное время и в данном месте
наблюдения). Руководствуясь этой стратегией, надо вести
наблюдения со скоростью порядка 130 кв. град, в час или выше.
Современный уровень развития электроники позволяет добиться
такой скорости обзора, как это можно видеть на примере 1.8-м
телескопа. При времени экспозиции в 10 с он способен на
58 Глава 3
протяжении часа троекратно перекрыть область площадью порядка
150 кв. град, (трехкратное или по крайней мере двукратное
экспонирование одной области необходимо для того, чтобы
отличить движущиеся объекты от неподвижных звезд). Исполь-
зование второго телескопа такого же класса создаст “запас
прочности”, позволит просматривать ту же самую область с
временным сдвигом в несколько дней, чтобы иметь достаточно
положений новых объектов для надежного определения орбит.
Для проведения физических наблюдений некоторой части
открываемых АСЗ важно иметь доступ к использованию
3-4-метрового телескопа.
Дополнительный вклад в осуществление проекта «Космическая
стража», по-видимому, будет сделан США путем предоставления
для наблюдений АСЗ одного-двух телескопов наземного бази-
рования из числа тех, которые используются военно-воздушными
силами страны для контроля за всеми искусственными косми-
ческими объектами в околоземном пространстве. В настоящее
время на политическом и техническом уровне изучается вопрос о
возможности параллельного использования сетей наземного и
космического базирования для целей защиты Земли от опасных
космических объектов. Отметим, что сеть датчиков космического
базирования уже используется министерством обороны США для
регистрации проникновения космических тел в атмосферу Земли.
Телескопы наземного базирования представляют собой
специально сконструированные камеры с метровыми объективами
(F/2.15), управляемые компьютером. Телескопы объединены в сеть
GEODSS (Ground-based Electro-optical Deep Space Surveillance).
Первоначально камеры были оснащены электро-оптическими
системами телевизионного типа, позволяющими детектировать
подвижные объекты в автоматическом режиме. К настоящему
времени техническая база системы устарела и телескопы будут
оснащаться широкомасштабными высокоэффективными ПЗС-
матрицами, способными регистрировать за 20 секунд объекты до
20.2 зв. вел. на площади 1.23x1.61 кв. град. В течение часа такой
телескоп может просмотреть область неба до 180 кв. град.,
обеспечивая при этом ее двукратное перекрытие (Harris, 1995). На
одной из камер, расположенной на Гавайских островах, уже
начались опытные наблюдения в тесном контакте с Лабораторией
реактивного движения (JPL) в Пасадине, Калифорния. Список
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 59
центров областей неба формируется ежедневно в JPL и туда же
передаются наблюденные положения движущихся объектов для
последующего анализа (Newbum ct al., 1995).
В докладе Рабочей группы Шумейкера особо подчеркивается
важность реализации проекта во взаимодействии с программами,
разрабатываемыми во Франции, Австралии, Китае, Канаде, России
и других странах. Ожидаемая кооперация с этими проектами
поможет достичь 90% уровня полноты обзора для километровых
объектов уже к 2006 г.
В период с 18 по 22 сентября 1995 г. Рабочая группа МАС по
малым телам, сближающимся с Землей, провела Рабочее сове-
щание на о. Вулкано (Италия) с целью обсуждения научных, техни-
ческих и организационных проблем, связанных с функционирова-
нием широкомасштабного обзора неба, подобного «Космической
страже», и для придания ему международного характера. На
Совещании были прежде всего рассмотрены вопросы развития
работ по проблеме астероидной опасности в различных странах,
обсужден доклад Рабочей группы Шумейкера. Затем обсуждение
отдельных вопросов было перенесено в более узкие рабочие
группы, которые рассмотрели вопросы выбора мест для наблю-
дательных станций, базового инструментария, светоприемной
аппаратуры, выбора стратегии наблюдения и кооперации участни-
ков обзора, программного обеспечения и сетей связи, роли
космических исследований. Совещание приняло резолюцию, в
которой подчеркивается необходимость придания проекту
«Космическая стража» статуса международного и скорейшего
начала его осуществления. Совещание выразило решимость
организовать Международный фонд «Космическая стража»,
который бы аккумулировал добровольные пожертвования органи-
заций и граждан и расходовал эти средства на поддержку междуна-
родной программы.
8. Резолюция Совета Европы. Учреждение
Фонда «Космическая стража»
Восприятие угрозы столкновения Земли с достаточно крупными
космическим телами в последние годы претерпело весьма
значительную трансформацию. Из некой абстрактной возможности
60 Глава 3
она превратилась в осознание серьезной опасности, поддающейся
количественной оценке, в реальности которой можно убедиться
воочию. Этому в значительной мере способствовало точное
предсказание падения кометы Шумейкер-Леви 9 на Юпитер и тех
грандиозных последствий этой катастрофы, которые наблюдались
на сотнях обсерваторий.
В отличие от других природных катастроф (землетрясений,
извержений вулканов, наводнений и т.п.) падение крупных тел на
Землю можно заранее предвычислить и избежать путем изменения
орбиты опасного тела. Риск, которому подвергается жизнь любого
землянина в результате возможного падения космического тела на
Землю, в десятки раз превышает пороговое значение 1/1000000,
часто рассматриваемое в развитых странах как достаточное для
принятия контрмер на правительственном уровне. Законо-
дательные и исполнительные структуры государства, призванные
обеспечивать благополучие граждан, не могут не считаться с
реальностью этой угрозы и серьезными потерями, которыми может
обернуться пренебрежение ею. Ранее уже упоминались шаги,
предпринятые Конгрессом США в ответ на угрозу из космоса. В
ноябре 1995 г. проблема астероидной опасности явилась пред-
метом обсуждения в Комитете по науке и технологии Совета
Европы. Инициатива обсуждения этого вопроса в Совете Европы,
в который Россия была принята в 1995 г., принадлежала предста-
вителям Италии. А. Г. Сокольский принимал участие в заседаниях
в качестве эксперта. По итогам обсуждения Парламентская
Ассамблея Совета Европы 20 марта 1996 г. единодушно одобрила
Резолюцию 1080 “Об обнаружении астероидов и комет, потен-
циально опасных для человечества”. В резолюции подчеркивается
реальность угрозы человеческой цивилизации со стороны
объектов, сближающихся с Землей, и оцениваются усилия,
предпринятые в последние годы по международной координации
исследований ОСЗ и наблюдательных программ. Далее резолюция
отмечает:
Ассамблея призывает правительства государств-членов Совета
и государств, имеющих статус наблюдателей, и Европейское
космическое агенство способствовать учреждению и развитию
Фонда «Космическая стража» и оказать необходимую поддержку
международной программе, которая имеет целью:
Состояние работ по проблеме астероидно-кометной опасности 61
1. Каталогизировать ОСЗ насколько это возможно полно, в
особенности объекты размером более 0.5 км.
2. Продвинуть понимание физической природы ОСЗ и
оценку явлений, сопровождающих возможные столкно-
вения с телами различной кинетической энергии и
композиции.
3. Обеспечивать регулярное слежение за обнаруживаемыми
объектами в течение периода времени, необходимого для
точного определения их орбит, с тем чтобы любое
столкновение могло быть предсказано с достаточным
упреждением.
4. Обеспечивать координацию национальных инициатив,
сбора и распространения данных и справедливого
распределения обсерваторий между северным и южным
полушариями.
5. Участвовать в проектировании небольших, не требующих
больших финансовых затрат спутников для наблюдения тех
ОСЗ, которые не могут быть обнаружены с поверхности
Земли, и для проведения исследований, наиболее
эффективно выполняемых из космоса.
6. Способствовать выработке долговременной глобальной
стратегии защиты Земли от возможных столкновений.
Идея создания международного Фонда «Космическая стража»,
поддержанная резолюцией Совета Европы, нашла свое воплощение
в Учредительном Акте этой организации, подписанном в Риме
26 марта 1996 г.
Фонд является некоммерческой Ассоциацией, не ставящей своей
задачей извлечение прибыли. Членами Ассоциации могут быть
граждане любой страны, не только профессиональные астрономы,
но все те, кто желает внести свой вклад в создание системы
«Космическая стража».
В задачи Фонда входит:
- координация уже осуществляемых и будущих исследо-
ваний;
- сбор пожертвований правительств, научных учреждений,
национальных и международных организаций, а также
отдельных граждан для финансирования и поддержки
исследований в данной области, выполняемых во всем
мире;
- учреждение Института космической стражи с целью
развития теоретических исследований, подготовки
молодых астрономов, содействие контактам с другими
научными направлениями;
- создание Координационного центра, отвечающего за
планирование наблюдений, анализ их результатов и
распространение данных;
- действовать в качестве промежуточной инстанции между
научными и политическими учреждениями, способство-
вать распространению достоверной научной информации
в печати, на радио, телевидении и т.д.
Полный текст Устава Фонда и персональный состав его органов
даны в Приложениях 1 и 2.
Таким образом, специалисты (в первую очередь астрономы)
разных стран развернули широкомасштабные работы по созданию
теоретического задела для решения проблемы астероидно-
кометной опасности.
Очевидно, следующим этапом должно стать принятие соответ-
ствующих политических и экономических решений, которые
позволят превратить теоретические разработки и планы в реаль-
ность.
Глава 4
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
И ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ АСЗ

Введение
Изучение физических характеристик астероидов, сближа-
ющихся с Землей, представляет большой интерес с разных точек
зрения. Во-первых, это чисто научный интерес: расширение наших
знаний о физической природе этих объектов важно для понимания
вопросов их происхождения и эволюции. Во-вторых, знание
минералогического состава, плотности, размеров и т.п. позволяет
оценить последствия возможного столкновения таких объектов с
Землей. В-третьих, без знания этих характеристик нельзя разра-
батывать стратегию противоастероидной защиты Земли. Кроме
того, астероиды, сближающиеся с Землей, уже сейчас многими
рассматриваются как возможный источник минерального сырья в
недалеком будущем.
Исследования физических характеристик астероидов затруд-
нены вследствие их малых размеров. У большинства астероидов
даже в самые сильные оптические телескопы невозможно обна-
ружить диски и потому непосредственное исследование их
поверхности невозможно. Основным источником наших знаний о
физической природе астероидов является изучение их фото-
метрических, поляризационных и спектральных характеристик и
интерпретация полученных данных на основе теоретических
моделей и сравнения с лабораторными и метеоритными аналогами.
Основными характеристиками, получающимися в результате
этих исследований, можно считать следующие величины: абсо-
лютная звездная величина Н в визуальной области V фото-
метрической системы UBV, G — параметр наклона фазовой
кривой, диаметр D, геометрическое альбедо поверхности р,
66 Глава 4
сидерический период вращения Р, наблюдаемая вариация блеска
астероида (Var), его цветность, задаваемая двумя величинами
U-B и В-V, а также таксономический класс объекта. Помимо
указанных величин, важными параметрами, характеризующими
вращение астероида, являются координаты его полюса и направ-
ление вращения, а также размеры главных осей фигуры астероида.
Из перечисленных характеристик для всех открытых к настоя-
щему времени АСЗ можно считать известными только две: HnD.
При этом надо заметить, что если абсолютная звездная величина
определяется достаточно точно, то величина D зачастую имеет
лишь характер оценки. Остальные из названных выше величин
пока известны не для всех АСЗ, поскольку для определения многих
из них требуются достаточно длинные ряды наблюдений. Извест-
ные в настоящее время физические характеристики нумерованных
и ненумерован-ных астероидов с перигельными расстояниями q =
а(1-е) < 1.33 а.е. приводятся в Приложении 4.1.
Остановимся более подробно на описании физической природы
популяции АСЗ в целом, основываясь на известных к настоящему
времени результатах.
1. Абсолютная звездная величина, альбедо и
диаметр
Видимый блеск астероида зависит от его расстояния от Солнца
Rs и Земли Re , его размеров, формы и рассеивающих свойств
поверхности. Как обычно в астрономии, блеск астероида выра-
жается в звездных величинах. Для учета геометрии взаимного
расположения тел вводится абсолютная звездная величина т( 1,0),
связанная с видимой звездной величиной т соотношением
т = т( 1,0) + 5 log(/?s RE ) + Am(a). (1)
Связь между абсолютными звездными величинами т( 1,0) и Н
объяснена ниже. Абсолютная звездная величина — фиктивное
значение звездной величины, которую имела бы планета, находя-
щаяся на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и Земли при угле фазы a =
0°. Угол фазы — это угол при планете между направлениями на
Солнце и Землю. Величина т( 1,0) зависит только от размера
планеты, ее формы и оптических свойств поверхности. Член Am(a)
в формуле (1) описывает зависимость блеска планеты от изменения
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 67
доли освещенной части планеты, видимой с Земли, и изменения
углов падения и отражения света. Для сферического объекта с
диаметром D абсолютную звездную величину можно представить
в виде
т( 1,0) = const - 2.5 log (р D2), (2)
где числовое значение постоянной определяется используемой
системой единиц.
Множитель р под знаком логарифма носит название геоме-
трического альбедо. Оно есть отношение яркости планеты при угле
фазы 0° к яркости ортотропного абсолютно белого экрана, рас-
положенного перпендикулярно к солнечным лучам, имеющего
такие же размеры, как рассматриваемый диск планеты и находя-
щегося на таком же расстоянии от Земли и Солнца.
Приведенные фыше определения звездных величин и альбедо
относятся к единичному интервалу длин волн вблизи определенной
длины волны излучения. Обычно приемники излучения обладают
конечной полосой чувствительности. Для стандартизации на-
блюдений были построены фотометрические системы, отли-
чающиеся как набором спектральных полос, так и их шириной.
Наиболее употребляемой является широкополосная система UBV
Джонсона. Эта система включает три полосы в видимой области
спектра: U (ультрафиолетовая), В (голубая) и V (визуальная).
Самыми общими характеристиками их служат эффективная длина
волны X. и ширина пропускания Ак:
Полоса и В V
X (мкм) 0.365 0.440 0.550
ЛК (мкм) 0.068 0.0 98 0.089
Звездные величины в этих полосах принято обозначать теми же
буквами. Часто проводят наблюдения также в двух красных
полосах R и I Джонсона, в ближних инфракрасных полосах J, Н, К
и других.
Разности абсолютных звездных величин, в полосах UnB,BnV,
называемые показателями цвета, описывают распределение
энергии в спектре излучения и характеризуют оптические свойства
поверхности астероида. Показатели цвета даются в восьмой и
68 Глава 4
девятой графе упомянутой таблицы Приложения 4.1. В основном
они заимствованы из каталога астероидов TRIAD (Bowell, Lumme,
1979). Они используются для классификации астероидов, о чем
речь будет идти ниже. Отметим, что с ростом угла фазы а
максимум распределения энергии в спектре часто смещается в
красную область.
При изучении астероидов также используется каталог 8-цвстных
наблюдений (Zellner et al., 1985).
Комиссия № 20 МАС в ноябре 1985 г. приняла систему абсо-
лютных величин малых планет, основанною на наблюдениях в
полосе V. Измеренные при разных углах фазы видимые величины
используются для нахождения абсолютной величины /и( 1,0),
обозначаемой в этой системе через Я, и параметра наклона G,
который входит в аппроксимационную формулу для члена Лш(а)
в формуле (1):
Ат(а) = -2.5 log [(1-С)Ф;(а) + <7Ф,(а)], (3)
где Ф;(а) и Ф2(а)— некоторые эмпирические функции (Bowell,
Hapke et al., 1989).
Абсолютная звездная величина Н и параметр наклона G
являются основными фотометрическими параметрами, описы-
вающими кривую блеска астероида в зависимости от взаимного
расположения Земли, астероида и Солнца. Следует, однако,
подчеркнуть, что формула (1), так же как и выражение (3) не
учитывает вариацию блеска, связанную с вращением астероида, и
дает среднее значение блеска астероида при данном угле фазы а.
Для АСЗ, получивших номера до 15 января 1995 года, Н и G
приведены во втором и третьем столбцах таблицы физических
параметров, которая дана в Приложении 4.1. При этом большая
часть данных об абсолютной звездной величине Н и параметре
наклона G заимствована из (Bowell, Hapke, 1989).
Большинство АСЗ имеют абсолютную звездную величину
больше чем 14т, что говорит об их слабом блеске. Самым ярким
является астероид 1036 Ganymed с Н= 9.45,п. Открываемые в
последние годы АСЗ являются совсем слабыми объектами, что
сильно затрудняет их наблюдение. Из открытых до настоящего
времени астероидов самый слабый блеск, по-видимому, имееет
ненумерованный астероид 1991 ВА, для которого Н = 28.5т. По
оценкам, приводимым в (Morrison, 1992b) к настоящему времени
все АСЗ, имеющие абсолютную звездную величину меньше 13.5’п,
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 69
уже открыты. По тем же оценкам среди АСЗ, имеющих абсо-
лютные звездные величины меньше 15.0,n, 16.0т и 17.7т сейчас
обнаружено лишь около 35%, 15% и 7% соответственно.
Как следует из формулы (2), при известном значении ди(1,0) мы
имеем уравнение, связывающее геометрическое альбедо р и
диаметр астероида D (или некоторое среднее значение размеров,
если астероид имеет нссферичсскую форму). Значение постоянной
в формуле (2) несколько различно в разных цветовых полосах. В
работе (Zellner et al., 1974) приводятся такие формулы:
2 log D/2 = 5.642 - 0.4 Г( 1,0) - logpv (полоса V),
(4)
2 log D/2 = 5.894 - 0.4 В (1,0) - log рв (полоса В).
Если мы знаем геометрическое альбедо р, то по этим формулам
можем найти D или же наоборот, по известному диаметру —
геометрическое альбедо.
Первый путь чаще всего используется при поляриметрическом
определении диаметра. Из наблюдений астероидов было установ-
лено, что их излучение линейно поляризовано, т.е. электрический
вектор электромагнитной волны (света) колеблется по прямой
линии, причем, либо перпендикулярно плоскости, содержащей
Солнце, астероид и Землю (плоскости рассеяния), либо парал-
лельно ей. В первом случае поляризация считается положительной,
во втором — отрицательной. Найдено (см., например, Dollfus,
Zellner, 1979), что зависимость степени поляризациир от угла фазы
имеет вид, представленный на рис. 4.1.
Основными параметрами поляризационной кривой являются:
Р — минимальное значение степени поляризации, а0 — угол
фазы, при котором поляризация меняет знак, а Л — тангенс угла
наклона кривой при а = а0 (при а > а0 наблюдается линейное
изменение Р в зависимости от а). Pmin обычно измеряется в
процентах. Из результатов наблюдений Луны, спутников планет,
астероидов и лабораторных образцов установлена эмпирическая
зависимость, которая связывает геометрическое альбедо р с Л:
logр = -с{ log h + с,.
Константы Cj и с, для объектов с известными альбедо опреде-
лены из наблюдений и лабораторных экспериментов. Они зависят
от длины волны и несколько различаются у разных авторов. Таким
образом, определив из поляризационных наблюдений Л, находимр
70 Глава 4
Рис. 4.1. Зависимость степени поляризации от угла фазы
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 71
и затем находим диаметр астероида D. Многие значения диаметра
D и геометрического альбедо р для АСЗ получены именно таким
образом.
Еще один аспект поляриметрических исследований — изучение
структуры поверхностного слоя астероидов. Как показали работы
последних лет (см., например, (Акимов, Лупишко и др., 1983)),
основные поляризационные параметры Рт. , ос0, h заметно
отличаются для лабораторных образцов разной природы и текс-
туры. А. Дольфюс (Dollfus, 1990) указывает на основании поля-
риметрических наблюдении, что вещество поверхностного слоя
астероидов должно содержать более крупные частицы, чем это
имеет место на Луне. Различие в поляризационных кривых для
астероидов главного пояса и сближающихся с Землей астероидов
связывается с разным размером астероидов этих групп и, отсюда,
с разным покровом поверхности. Другой причиной может быть
разный минералогический состав астероидов.
Как отмечено выше, формулы (4) могут быть использованы для
определения геометрического альбедо при заданной абсолютной
звездной величине астероида, если известен его диаметр. Послед-
ний часто определяется из радиометрических измерений. В
планетной астрономии под радиометрией понимают метод
определения температуры планет или их спутников, основанный на
измерении полного собственного теплового излучения этих
объектов. Поскольку их температуры принимают значения от
нескольких десятков до нескольких сотен градусов Кельвина, то
указанное излучение почти целиком сосредоточено в инфра-
красном диапазоне и измеряется при помощи болометров.
Поскольку астероид не имеет внутренних источников тепла, то
излучаемый им поток должен быть равен тому потоку солнечной
энергии, который падает на его поверхность. Поэтому измеряемый
поток тепловой энергии будет, вообще говоря, тем больше, чем
больше размеры астероида. Это открывает путь для определения
так называемых радиометрических диаметров астероидов.
Инфракрасные наблюдения астероидов используются для
определения их диаметров и альбедо уже свыше двух десятилетий
и выполняются на длинах волн больше 5 мкм (Lebofsky and
Spencer, 1989). До запуска ИСЗ IRAS (Infra Red Astronomical
Satellite) радиометрические диаметры основывались на наблю-
дениях в спектральных полосах на 10 мкм и 20 мкм. Наблюдения
72 Глава 4
большого числа астероидов со спутника IRAS в четырех спект-
ральных полосах на 12, 25, 60 и 100 мкм позволили существенно
уточнить значения диаметров и геометрических альбедо для
многих астероидов. Большинство значений D и р для АСЗ
основаны как раз на данных IRAS (Shoemaker et al., 1991). Для
некоторого числа астероидов приняты средние значения D и р,
определенные по поляризационным и радиометрическим данным.
Используя радиометрические диаметры, следует иметь в виду
следующее обстоятельство. Получаемые значения во многом
зависят от принимаемого распределения температуры по поверх-
ности астероида. Наиболее часто используется так называемая
“стандартная” модель тепловых свойств поверхностного грунта
астероида. В ней принимается, что грунт обладает низкой тепловой
инерцией, псреизлучая сразу поглощенную энергию. Эта модель
отвечает рыхлому слою пылевых частиц и соответствует грунту
лунной поверхности. Если тело не вращается, то на освещенной
части поверхности температура меняется по поверхности по закону
Г(0,<р) - rmax[cos0cos<p]l/4 (5)
для освещенного полушария и Д0,<р)=О для неосвещенного. Здесь
0 — угол фазы и ср — широта. Как показывают наблюдения, эта
модель вполне подходит для астероидов главного пояса. Однако ее
применимость для приближающихся к Земле астероидов вызывает
сомнения. На необходимость другой модели для астероидов этого
класса 433 Eros, 1580 Betulia и 2100 Ra-Shalom указывалось в
работах (Lebofsky et al., 1978, 1979а; 1979b). Часто для рассматри-
ваемых астероидов используется модель быстровращающегося
тела с высокой теплопроводностью. Распределение температуры по
поверхности в ней не зависит от фазы, а зависит только от широты
(в этом случае в формуле (5) нет множителя cos в и она справед-
лива также и для неосвещенного полушария). Эта модель описы-
вает в первом приближении “скальные” и металлические без слоя
пыли быстровращающиеся тела. В работе (Veeder et al., 1984)
приводятся значения диаметра астероида 3200 Phaethon, вычис-
ленные по обеим моделям: 4.7 км в первой, и 6.9 км — во второй.
Как видим, значения диаметров, вычисленные по разным моделям,
могут существенно отличаться.
Все АСЗ имеют весьма небольшие размеры: от нескольких
километров до нескольких сот метров. Рекордсменом по малости
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 73
является астероид 1991 ВА; оценки его размера лежат в пределах
от 6 до 9 м.
Самый большой в популяции АСЗ — это астероид 1036
Ganymed, его диаметр по одним оценкам составляет 39 км, по
другим — 41 км. Два следующих по размерам астероида — это 433
Eros и 3552 Don Quixote с диаметрами порядка 20 км. Все другие
астероиды меньше 10 км и 75% из них меньше 3 км.
Область альбедо, занимаемая АСЗ, такая же, как и для асте-
роидов главного пояса, т.е. от 2% (астероид 3552) до 63% (астероид
3103); т.е. иначе 0.02 <р < 0.63.
2. Таксономия и минералогия
Накопление наблюдательного материала позволило установить,
что астероиды по физическим характеристикам могут быть
разделены на несколько групп, внутри которых объекты связаны
той или иной общностью свойств. Такие группы объектов
называются таксономическими классами, или типами. Впервые два
основных таксономических класса С и 5 были выделены в работе
(Chapman et al., 1975). В дальнейшем система развивалась по мере
увеличения и расширения фотометрических, спектральных и
поляризационных данных. В базе данных TRIAD (см., например,
(Zellner, 1979) уже выделены классы С, S, М, Е, R и допол-
нительный класс U, к которому отнесены объекты, не попавшие в
указанные классы (см. таблицу 4.1).
Разбиение базируется на 7 параметрах, включающих, в част-
ности, визуальное геометрическое альбедо и показатели цвета U-B
и В- V. Минералогическая интерпретация типов рассматриваемой
системы основывается на метеоритных аналогах.
Напомним, что хондритами называют (см., например, В. Шор,
1973) каменные метеориты, содержащие округлые силикатные
вкрапления — хондры, размерами от долей миллиметра до 3-5 мм.
Другая часть каменных метеоритов не имеет хондр, поэтому эти
метеориты называют ахондритами. Ахондриты содержат значи-
тельно меньше никелистого железа и в некоторых отношениях
сходны с земными изверженными горными породами. По своему
химическому и минералогическому составу хондриты в свою
очередь подразделяются на несколько групп: энстатитовые
14 Глава 4
хондриты, оливин-бронзитовые хондриты, углистые хондриты и
другие. Внутри каждой группы химический и минералогический
Табл. 4.1.
Описание типов астероидов по (Zellner, 1979)
Тип Альбедо Спектр * Минералогия Метеоритный ан ал ог
С низкое сравнительно плоский, слабые детали силикаты ♦ непрозрачный материал (углерод) углистые хондриты
S умеренное красноватый, поло сы поглощения силикаты плюс металл каме нно-железные (Н-хондриты?)
м умерен ное слегка красноватый, без деталей металл или металл плюс нейтральные силикаты никеле-железные энстатитовые хондриты
Е высо кое плос кий, без деталей нейтральные силикаты эн статитовые ахондриты
R от умерен ного до высокого красный, с деталями Ее'’ - сили каты разные или неизвестные (обычные хондриты?)
и разное необычный разная разные или неиз ве стные (некоторые ахондриты)
* узкополосная спектрофотометрия.
состав меняется сравнительно мало, но сами группы достаточно
четко отделяются друг от друга. Заметим также, что хондриты
составляют примерно 85% из числа всех каменных метеоритов. В
свою очередь 92% всех наблюдавшихся при падении метеоритов
относятся к классу каменных. Основу каменных метеоритов
составляют железо-магнезиальные силикаты и железо-никелевый
сплав (твердый раствор). Около 2% падений составляют железо-
каменные метеориты, состоящие из примерно равных по весу
количеств никелистого железа и силикатов. Наконец, около 6%
упавших метеоритов принадлежит к классу железных, состоящих
почти целиком из никелистого железа.
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 75
В 1984 г. Д. Толен (Tholen, 1984) применил метод кластерного
анализа для построения таксономической системы, основанной на
данных 8-цветной фотометри астероидов. Он выделил 6 основных
классов: А, С, D, X, Ти 5; 3 малых класса: В, F и G и три класса R,
Q, V, содержащих по одному объекту. По значениям альбедо класс
X был разбит на три класса: Е, М, Р. Всего 14 классов.
В работе Баруччи и др. (Barucci et al., 1987) построена система,
которая основывается на 7 цветах, использованных Толеном, плюс
значения геометрического альбедо, определенные по наблюдениям
в далеком инфракрасном диапазоне со спутника IRAS. Эти авторы
выделили 9 основных классов с несколькими подклассами у
некоторых из них.
Все классификации астеродов основываются на общем харак-
тере спектра, отраженного астероидом света, и альбедо астероида.
Как показал опыт, для характеристики спектра можно ограни-
читься двумя показателями цвета, т.е. использовать всего три
параметра. Такая система предложена в работе (Tedesco et al.,
1989). Следует отметить, что и Толен и Баруччи и др. также пришли
к заключению, что для идентификации основных таксономических
классов достаточно трех параметров. Как отметили Баруччи и
Фульчиньони (Barucci, Fulchignoni, 1989), существует необхо-
димость в построении единой таксономической системы для
астероидов.
Вместе с тем, следует отметить, что основные классы С, S, Ми
Е сохраняются во всех системах, включают подавляющую часть
астероидов и почти не меняют состав. Однако необходмо учиты-
вать, что методы, развитые для классификации больших асте-
роидов, принадлежащих к основному поясу, могут быть не
применимы к другим астероидам. Имеются некоторые указания,
что важно учитывать размер астероида. Этот параметр может быть
связан через ускорение силы тяжести на поверхности астероида, со
свойствами реголита. Эта гипотеза может объяснить наблюда-
тельные данные, скажем, для астероидов 1580 Betulia и 2100 Ra-
Shalom (Lebofsky et al., 1979a).
Интерпретация таксономических классов может быть сделана
либо путем сравнения с метеоритными аналогами, либо путем
получения спектра астероидов с высоким разрешением и ото-
ждествлением в них, скажем, полос поглощения, характерных для
определенных минералов. В последнем случае необходимо иметь
76 Глава 4
хотя бы качественное понимание минералогического значения
параметров этих деталей (таких, как длина волны центра полосы,
ширина, симметрия и т.п.). Этот способ имеет преимущество в том
отношении, что многие характеристики полос поглощения
являются функциями только химии минерала и не подвержены
воздействию физических особенностей поверхностного слоя
(размера частиц, упаковки, оптической толщины и т.д.).
Такого рода исследования астероидов проводились группой
М. Геффи и Т. Маккорда с сотрудниками (см., например, Gaffey,
McCord, 1978, 1979; Gaffey, 1990). Подробный обзор работ по
минералогическому составу астероидов основных таксоно-
мических классов дан в статье Лупишко и Бельской (1991).
Отметим здесь только, что основные особенности спектров
астероидов определяются тремя классами минералов: никель-
железосодержащие минералы, силикаты разных типов, непро-
зрачные материалы (углерод, углеродные соединения, магнетит).
Из этих минералов Fe2+ -содержащие силикаты показывают
наиболее понятные и легко интерпретируемые диагностически
спектральные полосы. Более полную информацию об особенностях
спектров различных минералов, встречающихся в составе
астероидов и метеоритов, можно найти в обзорной работе Геффи,
Бурбине и Бинзела (Gaffey et al., 1993).
Малый блеск и относительно быстрое движение астероидов,
приближающихся к Земле, затрудняют их изучение. Поэтому
выполнено сравнительно немного детальных исследований, в
частности, с высоким спектральным разрешением.
Среди АСЗ практически представлены все известные таксоно-
мические типы, включая (9-тип, который до сих пор не обнаружен
среди астероидов главного пояса. Большинство наблюдаемых АСЗ
относятся к 5-типу, в то время как в главном поясе преобладают
низкоальбедные астероиды ( С-тип и другие). Многие авторы
указывают, однако, на то, что во многом это обусловлено селек-
ционными эффектами. Так, в работе (Tedesco, Gradie, 1987) по
наблюдаемому распределению числа астероидов по классам:
С — 5, S — 24, М— 2, другие классы — 7, оценивается, что
исправ-ленное распределение должно содержать 40% астероидов
класса С, 40% — класса S, 5% —Ми 15% — других классов. Если
процент двух последних классов близок к наблюдаемому, то для С
и 5 классов учет селекции существенно изменяет соотношение
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 77
числа астероидов в них. С другой стороны, в работе (Luu, Jewitt,
1989) отношение числа астероидов класса S к числу астероидов
класса С до данной абсолютной звездной величины оценивается
как 2:1.
Селекция обусловлена тем, что астероиды класса С имеют более
низкое альбедо и, следовательно, при равных размерах астероидов
более вероятно обнаружение астероидов класса S как более ярких.
Для астероидов главного пояса соотношение темных и ярких
астероидов составляет 4:1. Если предположить,что это отношение
сохраняется постоянным для всех астероидов, то в популяции АСЗ
должно быть в 4 раза больше темных астероидов, чем открыто в
настоящее время. В статье Ремо (Remo, 1993) соотношение главных
таксономических типов S'.C.M среди АСЗ оценивается прибли-
зительно как 7:3:1, в то время как аналогичное соотношение для
главного пояса — как 7:5:1. Низкое альбедо имеют, помимо асте-
роидов С-типа, также объекты типа F. Среди АСЗ к F-типу
относится астероид 3200 Phaethon, который принято считать
родительским телом метеорного потока Геминид.
Астероиды Q- типа обнаружены пока только среди АСЗ. Их
всего пять. Однако надо отметить, что для четырех, кроме 1862
Apollo, ^-классификация присутствует как возможная. Это
означает, что в дальнейшем по мере улучшения наблюдательных
данных она может быть изменена.
Астероид 3103 Eger — первый среди АСЗ классифицирован как
объект Ё-типа. Только один астероид D-типа обнаружен пока среди
АСЗ. Это астероид 3552 Don Quixote. Большинство астероидов D-
типа обнаруживаются на расстояниях, больших 3.28 а.е., за
пределами резонанса 2:1 с Юпитером, где астероиды имеют
устойчивые орбиты. По мнению некоторых авторов, объекты D-
типа могут быть отнесены к кометам. Среди других классифици-
рованных АСЗ есть три представителя Ё-типа. Это — астероиды
3551 Verenia, 3908 1980 РА и 4055 Magellan. Все объекты И-типа
среди АСЗ в цветовом отношении походят, как и астероид 4 Vesta
из главного пояса, на базальтовые ахондритные метеоритные
аналоги. Заметим, что астероид 4 Vesta — единственный предста-
витель Г-типа в главном поясе.
Как показали исследования последних лет, в один и тот же
таксономический класс могут входить достаточно разнородные
объекты. Поэтому для более надежного установления возможного
78 Глава 4
минералогического состава астероидов, необходимы спектральные
наблюдения с высоким разрешением. Для некоторых из рассмат-
риваемых астероидов такие наблюдения были выполнены в работе
(McFadden et aL, 1984). На основе полученных спектров с
привлечением фотометрических и поляризационных данных
авторы этой работы определили общий минералогический состав
17 астероидов, который приведен в таблице 4.2:
Табл. 4.2.
Минералогический состав некоторых АСЗ
Астероид Характеристика поверхностных слоев
433 Eros Клинопироксен с низким содержанием кальция плюс "покраснение”
887 Alinda Оливин - пироксен плюс "покраснение"
1036 Ganymed Темные силикаты
1566 Icarus Темные силикаты
1580 Betulia Темные силикаты — непрозрачные материалы
1620 Geographos Темные силикаты
1627 Ivar Оливин - пироксен плюс "покраснение"
1685 Toro Оливин - пироксен в соотношении больше чем 75/25— видоизменения?
1862 Apollo Оливин— клинопироксен с низким содержанием Са— видоизменение?
1865 Cerberus Оливин - пироксен плюс "покраснение"
1915 Quetzalcoatl Ортопироксен видоизменение?
1943 Anteros Оливин - пироксен плюс филлосиликаты? Непрозрачное вещество
2100 Ra-Shalom Темные силикаты — филлосиликаты — непрозрачное вещество
2201 Oljato 9
3102 1981 QA Темные силикаты — филлосиликаты — темное вещество
4015 Wilson- Harrington Темные силикаты — непрозрачное вещество
5797 1980 AA Темные силикаты — непрозрачное вещество?
Напомним, что оливин, пироксен, клинопироксен, филло-
силикаты (водосодержащие минералы) и т.п. — это минералы,
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 79
обнаруживаемые в метеоритах. Филлосиликаты преимущественно
встречаются в CI и СМ хондритах.
Некоторое уточнение результатов, полученных в работе
(McFadden et al., 1984), выполнено в статье (Голубева, 1989).
Найдено, что по своим параметрам астероиды 1036 Ganymed, 1566
Icarus, 1620 Geographos и 1943 Anteros близки к ахондритам, а
астероиды 1685 Того, 1862 Apollo — к L, LL-хондритам. Для
астероида 1915 Quetzalcoatl возможны три варианта состава
поверхности:
- хондритный состав типа L, LL;
- ахондритный: а) эвкрит типа метеорита Jonzac;
б) диогенит.
Единственный пока астероид Л-типа (1951 Lick) имеет поверх-
ность, подобную оливиновым хондритам, а также единственный
астероид £-типа (3103 Eger) — аналог энстатитовых хондритов.
Три Vesta-подобных астероида (3551, 3908, и 4055) являются
аналогами базальтовых ахондритов. Три астероида М-типа (3554,
6178 и 1978 СА) являются металлическими. Результаты радарных
наблюдений не оставляют сомнений в том, что они действительно
металлические. По мнению Остро (Ostro, 1993), астероид 6178
(1986 DA) может быть куском Ni-Fe металла из внутренней части
много большего объекта, который в течение своего существования
плавился, дифференцировался, охлаждался и потом был разрушен
при катастрофическом столкновении. Астероиды 433 Eros и 887
Alinda не попадают ни в одну область, занимаемую метеоритами.
Спектры некоторых АСЗ имеют ряд признаков, характерных
для ядер угасших комет (Маров, 1994). Время от времени
появляются сообщения о том, что у отдельных астероидов
наблюдается слабая газовая оболочка. Несколько астероидов
имеют очень низкое альбедо (не более 0.02-0.05), что также
характерно для ядер комет. Все эти данные служат аргументами в
пользу существующей концепции эволюционного превращения
некоторых комет в астероиды. Наиболее ярким примером такого
кометоподобного объекта среди АСЗ может служить астероид 4015
Wilson-Harring-ton, который в 1979 году был открыт как астероид
1979 VA. Однако позднее обнаружилось, что еще в 1949 году этот
объект наблюдался как комета Вилсона-Харрингтона. Астероиды
3552 Don Quixote, 2201 Oljato, 1566 Icarus и 3200 Phaethon тоже
многими авторами рассматриваются как возможные ядра угасших
80 Глава 4
комет. Среди недавно открытых мелких АСЗ можно найти еще
несколько астероидов, которые по своим физическим и дина-
мическим свойствам похожи на кометные объекты, прекратившие
свою активность. Как отмечается М. Я. Маровым (1994), по всей
вероятности, такие кометоподобные астероиды в ходе эволюции
претерпели сильную модификацию как поверхности, так и
внутренней структуры.
В настоящее время в различных исследовательских центрах
создаются базы данных по механическим и термальным свойствам
метеоритных материалов. Эти базы данных затем используются
для создания некоторой классификации материалов АСЗ на основе
аналогий между спектрами метеоритов и астероидов. Приведем
пример некоторых результатов сравнения астероидных компози-
ционных типов с метеоритной минералогией и соотнесение их с
механическими свойствами материалов. Пример заимствован из
работы Ж. Ремо (Remo, 1993) и представляется здесь в виде
нижеследующей таблицы:
Главные композиционные типы АСЗ, возможные
метеоритные аналоги и механические силы.
I. B,C,FnG - примитивные и метаморфные (измененные).
Минералогический состав поверхности (МСП) — гидрати-
рованные силикаты и углерод/ органика/ непрозрачные материалы.
Низкое альбедо: 2%-7%.
Спектр — нейтральный, незначительное поглощение в голубой
области и сильное в UV области.
Возможные метеоритные аналоги (ВМА) — Углистые хондри-
ты, СП-СМ2, также как структуры, возникшие в результате
метаморфизма предшествующих пород. Слабая прочность
материала.
II. Dw.P — примитивные.
МСП — углерод/богатые органикой силикаты, низкое альбедо:
2-7%.
Спектр — красный
ВМА — углистые хондриты, богатые органикой примитивные
зерна космической пыли; СП - СМ2 + органика. Слабая прочность
материала.
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 81
III. E,R- пирогенные (вулканические).
МСП — энстатиты и/ или другие со свободным железом (Fe2)
силикаты.
Спектр — для Е — высокое альбедо (больше 23%), и, по-
видимому, слабо красноватый, но, с другой стороны, без каких-
либо характерных черт (не диагностируемый спектр); для R — уме-
ренное альбедо, спектр очень красный с сильным инфракрасным
поглощением, обусловленным пироксеном.
ВМА —энстатитовые хондриты и энстатитовые ахондриты (Е);
пироксен-оливиновые ахондриты (Л); умеренная прочность
материала.
IV. М- пирогенные (вулканические).
МСП — металл (Fe-Ni) с возможными следами силикатов.
Спектр — нейтральный, умеренное альбедо, высокое радарное
отражение.
ВМА — железо-никелевые метеориты с возможными вклю-
чениями силика тов; энстатиты, железо-никелевые металлические
или комбинации обоих и энстатитовых хондритов, образовавшихся
из дифференцированных родительских тел. Очень большая
прочность, если металлический материал.
V. S — пирогенные и/или метаморфные.
МСП — оливин, пироксен и Fe-Ni-металлические комбинации.
Спектр — умеренно высокое альбедо: 7-3%, красный, полосы
поглощения от 0.9 до 1.0 и вблизи 2 микрон, широкая полоса
поглощения в голубой и ультрафиолетовой областях.
ВМА — обычные хондриты и/или железокаменные метеориты,
возможное родительское тело хондритов. Только очень бедные
металлом и оливином члены S-типа имеют спектры такие же как
обычные хондриты. Умеренная прочность материала, если
хондриты, и большая прочность, если железокаменный аналог.
На основе описанных в таблице связей между метеоритными
минералогическими структурами и наблюдаемыми спектрами
астероидов в упомянутой работе Ж. Ремо предлагается установить
классификацию АСЗ в рамках механических и термальных свойств
их материалов. Предлагается разделить все АСЗ на четыре группы,
причем три группы связаны с метеоритами и одна с кометами. Эти
82 Глава 4
группы кратко характеризуются следующим образом:
1 группа. АСЗ идентифицируются как объекты, сложенные
из материалов, структурно подобных самым слабым
метеоритам; объединяет примитивные астероидные типы: С,
D, P,B,F,GnT.
2 группа. АСЗ идентифицируются как объекты, сложенные
из метаморфных (измененных) и оплавленных (пирогенных,
или вулканических) материалов. Соответствующие таксоно-
мические типы: Е, R и S. Эта группа имеет большую
прочность материала в сравнении с 1-ой группой.
3 группа. АСЗ идентифицируются с металлическими метеори-
тами. Соответствующий таксономический тип — М. Эта
группа астероидов сложена из материалов с самыми
прочными механическими свойствами и которые устойчивы
относительно высоких температур.
4 группа. Сюда относятся АСЗ, которые по своим физическим
свойствам похожи на потухшие кометные ядра. Ожидается,
что они имеют очень низкую плотность (а 1.5 г/см3),
переменный состав, переменные термальные свойства,
ничтожную прочность.
Деление АСЗ на четыре последовательные группы дают в своем
обзоре по АСЗ МакФадден, Толен и Видер (McFadden et al., 1989),
хотя эти группы лишь частично перекрываются с группами из
приведенного выше примера. Здесь последовательность из четырех
групп была обнаружена путем анализа спектров двадцати АСЗ и
начинается с самых низкотемпературных углеродобогатых
структур и кончается самыми высокотемпературными, которые в
процессе своего развития разогревались до точки плавления
силикатов (а 1000°) и дифференцировались. Среди членов этой
последней группы имеются моносиликатные композиции, а также
чисто металлические. На основе этого делается вывод, что члены
АСЗ- популяции приходят на теперешние орбиты из зон как низко,
так и высокотермальных режимов.
Другой пример классификации астероидов дан Беллом (Bell,
1986). Он объединил все таксономические типы Толена в три
большие группы, названные им суперклассами, согласно степени
изменений в структуре астероидного материала в результате
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 83
нагрева, которому астероид подвергался. Эти суперклассы
выглядят следующим образом:
- примитивные объекты, которые подвергались малому
нагреву или вообще не подвергались; сюда относятся
астероиды £>, Р, C.K.Q- типов;
- метаморфные (измененные) объекты, которые разогре-
вались достаточно, чтобы показывать спектральные
изменения, это астероиды Г, B.G.F - типов;
- пирогенные (вулканические) объекты, чья теперешняя
минералогия образовалась из расплавов; это астероиды
5, Л/, Е, V, R - типов. Большинство наблюдаемых АСЗ
(примерно 2/3), которые имеют таксономическую
классификацию, принадлежат к суперклассу пирогенных
объектов. Принимая во внимание их малые размеры,
можно считать, что они являются фрагментами диф-
ференцированных родительских тел.
Приведенные три примера классификации АСЗ по компози-
ционному составу показывают, что еще нет единой класси-
фикационной схемы для АСЗ в рамках их термальных, механи-
ческих и других физических свойств. Необходимы дальнейшие
усилия по исследованию материалов, подобных тем что, возможно,
присутствуют на АСЗ, чтобы устранить имеющиеся неопреде-
ленности в знаниях композиционного состава. Для этих исследова-
ний, помимо результатов различных лабораторных экспериментов,
желательно иметь наблюдательные данные, которые могут быть
получены при осуществлении разведывательных полетов к
отдельным членам из популяции АСЗ. Как известно, такие полеты
уже планируются.
84 Глава 4
3. Период вращения, ориентация оси вращения и
фигура
Определение периодов собственного вращения астероидов по
большей части производится на основе фотометрических кривых
блеска. Здесь мы не будем останавливаться на описании существу-
ющих методик определения сидерического периода. Они доста-
точно широко известны и представлены в литературе (см.,
например, Taylor, 1979; Bums and Tedesco, 1979).
В настоящее время сидерический период вращения определен
для значительного числа астероидов, главным образом, астероидов
главного пояса. Периоды вращения большинства из них заклю-
чены в пределах 6h-13h. В ряде работ (Harris, Bums, 1979; McAdoo,
Burns, 1973; Tedesco, Zappala, 1980) отмечается некоторая
тенденция к более быстрому вращению астероидов всех таксоно-
мических классов с уменьшением размеров. Анализировалась
также связь периодов собственного вращения астероида с его
таксономическим классом. Харрис и Бернс (Harris, Bums, 1979) из
анализа вращения 182 астероидов получили, что средний период
вращения С-астероидов « 1 lh, в то время как все остальные имеют
среднее значение периода около 9h. Однако учет эффектов
наблюдательной селекции дает основания утверждать (Tedesco,
Zappala, 1980), что сильной корреляции периода вращения с
таксономическим типом для астероидов главного пояса не
наблюдается: для С астероидов получен средний период вращения
10h, а для остальных астероидов соответственно 9h. При этом анализ
периодов вращения выполнялся для 134 астероидов главного пояса.
Более поздние исследования (Binzel, 1984; Dermott et al., 1984)
показали, что скорость вращения растет как с увеличением, так и
с уменьшением размера объектов от значения 120 км, хотя среди
мелких астероидов есть группа с очень медленным вращением,
причем средние скорости вращения растут с переходом от типа С
к 5 и от S к М.
Для большинства АСЗ периоды собственного вращения не
определены, главным образом, по причине отсутствия соответ-
ствующих наблюдений. Известны сидерические периоды вращения
для 43 астероидов, причем некоторые из этих периодов опреде-
ляются не очень уверенно. Самым коротким периодом вращения
(2.27h) обладает астероид 1566 Icarus. По-видимому, это также и
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 85
самый короткий период вращения из всех известных в настоящее
время для астероидов. Самым большим из достаточно уверенно
определяемых является сидерический период вращения 887 Alinda,
который равняется 73.97h. Очень медленным вращением обладают
еще два маленьких астероида из группы АСЗ. Соответ-ствующие
периоды вращения составляют 148h для астероида 3102 Krok
(Harris, Young, 1983), и примерно 76h для астероида 3288 Seleucus
(Vilas et al., 1985). Отметим, что эти периоды пока остаются
сомнительными. Как недавно было обнаружено, медленное
вращение имеет еще один АСЗ 4179 Toutatis. Впервые период
вращения Тоутатиса был получен из радиолокационных изме-
рений, проводившихся в период его наибольшего сближения с
Землей в ноябре-декабре 1992 года. Согласно оценке, приведенной
в работе (Зайцев и др., 1993b), период вращения Тоутатиса лежит
в пределах 9.9-11.6 суток. Однако дальнейшие наблюдения
показали весьма сложный характер вращения этого астероида.
Анализ фото-метрических наблюдений (Прокофьева и др., 1995b;
Spencer et al., 1995) позволяет выявить несколько периодов, в
частности хорошо выявляется период приблизительно в 7.4 дня.
Авторы статьи (Spencer et al., 1995) считают именно эту цифру
наиболее вероятным значением периода вращения Тоутатиса.
Однако существуют и другие интерпретации 7.4-суточного
периода. Например, в (Прокофьева и др., 1995b) это значение
трактуется как период орбитального движения компонентов
двойной контактной системы. Согласно данным (Hudson, Ostro,
1995) основной период вращения Тоутатиса (вокруг оси, не
совпадающей ни с олной из главных осей инерции) составляет 5.41
суток, а 7.35 суток — период прецессии вокруг наибольшей оси
астероида. »
Если данные о периодах для указанных трех астероидов в
дальнейшем подтвердятся, то это будут самые медленно вра-
щающиеся из всех АСЗ, для которых определены периоды
собственного вращения. Согласно (Tedesco, 1989), еще один
астероид 2062 Aten предположительно обладает очень большим
периодом вращения, но конкретные цифры не называются. Все
указанные астероиды имеют маленькие диаметры — 1.72 км
(3102), 2.8 км (3288), 0.9 км (2062) и - 2.7 км (4179) (Васильев,
Ефимов и др., 1993). Заметим, что оценка диаметра астероида 4179
Toutatis имеет формальный характер, поскольку он имеет сильно
86 Глава 4
вытянутую форму (Hudson, Ostro, 1995). Интересно, что пер-
воначальная интерпретация радиолокационных наблюдений
Тоутатиса сводилась к предположению, что этот астероид является
контактной двойной системой (Ostro, 1993; Зайцев и др., 1993а).
Однако в дальнейшем Остро пересмотрел свои выводы и пришел
к заключению, что Тоутатис является сильно вытянутым телом,
вращающимся вокруг оси, не совпадающей ни с одной из главных
осей инерции астероида. Если сопоставить периоды собственного
вращения АСЗ с их диаметрами, то можно видеть, что отмеченная
выше тенденция к росту скорости вращения с уменьшением
размера объекта сохраняется.
Для более полного описания вращательного движения асте-
роида вокруг центра масс, помимо сидерического периода
вращения, требуется знание направления вращения, координат
полюса оси вращения, а также геометрической формы (фигуры)
астероида. Все эти данные с большей или меньшей точностью
могут быть получены на основе анализа фотометрических кривых
блеска. Большинство кривых блеска астероидов имеет по две пары
экстремумов, причем уровни и форма соседних экстремумов
нередко заметно отличаются (на 30-40% у объектов с амплитудой
0.2"-0.3т). Это, по-видимому, свидетельствует о неправильной,
“осколочной” форме таких астероидов, поскольку вклад пят-
нистости поверхности согласно (Акимов и др., 1983; Лупишко,
1983) оценивается как малый. У объектов с амплитудой кривых
блеска « I1" различие в значении блеска соседних экстремумов
относительно невелико (« 0.1т ). Это позволяет предположить
заметную удлиненность их формы. Амплитуды колебаний блеска
крупных астероидов главного пояса обычно составляют 0.2™-0.4™
и очень редко достигают 1™. Среди астероидов, приближающихся
к Земле, обнаруживается значительно больше объектов с боль-
шими амплитудами. Астероид 433 Eros был первым, у которого
обнаруживаются сильные вариации блеска. Для 11 АСЗ вариации
имеют значения, превышающие величину 0.6™ Самые большие
вариации имеют 1620 Geographos (до 2.03™), 433 Eros (до 1.5™), 1865
Cerberus (до 1.48™) и 3288 Seleucus (по данным (Vilas et al., 1985) до
1™).
Поскольку поляризационные и колориметрические наблюдения
астероидов не показывают значительных вариаций оптических
характеристик с фазой вращения (Degewij et al., 1979; Zellner,
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 87
Gradie, 1976), то большинство исследователей принимают, что
вариации альбедо по поверхности также невелики. Специальные
исследования, заключающиеся в сравнении интегрального блеска
противоположных сторон астероида при нулевом угле фазы, также
не обнаружили больших вариаций альбедо по поверхности
(Лупишко, 1983; Lupishko et al., 1983). Следовательно, амплитуда
и форма кривых блеска определяются в основном неправильной
формой астероидов. Для интерпретации наблюдаемых кривых
блеска ряда астероидов были предложены геометрические модели
их формы. Чаще других используются модели трехосного эллип-
соида и цилиндра с закругленными торцами. Сравнивая кривые
блеска модели в виде цилиндра с полусферическими концами с
кривой блеска астероида 1620 Geographos, Данлэп (Dunlap, 1974)
получил отношение наибольшей длины к диаметру, равное
приблизительно 4 (или несколько меньше, если один конец модели
сделать более темным). Значительное различие в уровне соседних
минимумов (в 0.3т) и соседних максимумов (я 0.1т) заставило
автора предположить несколько несимметричную форму асте-
роида. Альтернативным объяснением этого может служить
предположение о вращении удлиненного тела около оси, непер-
пендикулярной его продольной оси. Для астероидов, имеющих
амплитуды блеска более 1т, рассматривались также гипотезы о
возможной двойственности астероидов или существования тел,
представляющих собой гравитационно связанную “груду камней”,
находящуюся в гидростатическом равновесии в форме трехосного
эллипсоида Якоби. Например, в работе (Cellino et al., 1985) для 10
астероидов моделировались кривые блеска в предположении
двойственности астероидов и были получены значения геомет-
рических и физических параметров, дающие удовлетворительное
согласие между модельными и наблюдаемыми кривыми блеска. По
мнению авторов работы (Прокофьева и др., 1995а), не менее 10%
всех астероидов могут быть двойными или более сложными
системами.
Но все же вопрос о влиянии формы астероида и светорассеи-
вающих свойств его поверхности на характеристики наблюдаемой
кривой блеска теоретически недостаточно разработан. Как нам
представляется, задача определения неизвестной формы астероида
по наблюдаемым кривым блеска остается пока трудноразрешимой.
Поэтому астероидов, для которых определялась фигура, немного и
88 Глава 4
их совсем мало среди АСЗ.
Теоретическое рассмотрение эволюции формы малых асте-
роидов под воздействием ударов метеороидов показывает, что
такие объекты могут сохранять удлиненную форму, в особенности
сигарообразную и даже форму гантели (Ronca, Furlong, 1979).
Такие удлиненные тела должны вращаться около малой попе-
речной оси, поскольку угол нутации (угол между осью вращения и
осью наибольшего момента инерции тела) довольно быстро
становится близким к нулю, особенно для крупных тел (Барнс,
Сафронов, 1974). Тем не менее, для астероидов диаметром в
несколько километров теоретически ожидаемые углы нутации
могут быть порядка радиана. Поэтому вопрос о характере вращения
может представлять большой интерес для теории внутреннего
строения астероидов и диссипации энергии вращения. Наблю-
дательное обнаружение прецессионного движения требует
длительных фотометрических рядов и надежных и точных методов
определения полюса вращения астероида. Кроме того, применение
многих методов, используемых для определения параметров
вращения астероидов главного пояса, к астероидам, сближа-
ющимся с Землей, оказывается проблематичным, так как послед-
ние наблюдаются в очень широком диапазоне фазовых углов. При
фазовых углах > 30° невозможно использование AM-метода с его
геометрическим приближением закона рассеяния света (Luu, Jewitt,
1989). Неуверенные результаты дает модифицированный Е-метод,
поскольку форма кривой блеска (амплитуда и относительное
положение экстремумов) при больших фазовых углах сложным
образом зависит от геометрии освещения и наблюдения. Напом-
ним, что AM-методы опираются на соотношение “амплитуда-
аспект” или “магнитуда-аспект” и используют модель астероида в
форме трехосного эллипсоида, рассеивающего свет по “геомет-
рическому закону” (т.е. фотометрический центр считается
совпадающим с геометрическим “центром тяжести” видимой
освещенной диска). Е-метод, или иначе метод “фотометрической
астрометрии”, не основывается на какой-либо специфической
модели астероида. Но для уверенного определения координат
полюса необходимо, согласно (Кошкин, 1988), иметь не менее
шести хороших кривых блеска в одну оппозицию и хотя бы по
одной в четырех других оппозициях. При этом желательно иметь
кривые блеска, полученные при близких друг к другу углах аспекта
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 89
(т.е. в аналогичных эклиптических долготах и при мало различа-
ющихся фазовых углах), чтобы исключить смещение деталей на
кривых блеска, вызываемых этими причинами. Таким образом, нет
ничего удивительного в том, что в настоящее время координаты
полюса и фигура известны лишь для нескольких астероидов,
сближающихся с Землей, при этом результаты разных авторов
зачастую плохо согласуются друг с другом.
В таблице 4.3 приводятся суммарные данные о вращательном
движении и форме для тех немногих АСЗ, о которых в настоящее
время что-либо известно. Большая часть таблицы 4.3 заимствована
нами из (Magnusson, 1989), дополнения к ней сделаны на основе
оригинальных статей, указанных в ссылках. В графе “Данные”
буквой или сочетанием букв обозначены базовые данные, на основе
которых были выполнены определения параметров вращения и
фигуры. При этом приняты следующие обозначения:
А — амплитуда кривой блеска,
Е — эпохи (т.е. моменты экстремумов кривой блеска),
I — инфракрасная фотометрия,
R — радарные измерения,
V — визуальные наблюдения,
S — спекл-интерферометрия.
Координаты полюса (к — долгота и 0 — широта) даются в
эклиптической системе координат, отнесенной к равноденствию
1950.0. Буквы N и S при координатах означают северный и южный
полюса. Направление вращения обозначается буквами Р (прямое),
R (обратное), I (промежуточный случай), прочерк означает, что
направление не определено. Термин “промежуточный случай”
здесь употребляется, когда точность координат полюса недоста-
точна, чтобы указать однозначно направление вращения (полюс
очень близок к эклиптике или орбитальной плоскости). Приводится
также значение сидерического периода в том случае, если он
определялся вместе с другими параметрами таблицы. Последняя
колонка таблицы содержит сведения о модели фигуры.
90 Глава 4
Параметры вращения некоторых АСЗ.
Табл. 4.3
Номер Дан- Коорд. Направл. Период Фигура
ные полюса X р вращения (сутки) а/b, Ь/с
433 V 29, +22 N Р -
433 А 4, +45 - - -
433 AM 2, +53 - - - 1.79 1.18
433 VA -11,+62 S R -
433 VEA подвижный Р 0.2195937
433 ЕА -7,+13 N I 0.21959390
433 ЕА 10,+46 N Р 0.21959386 4.0 (1.0)
433 Е 13,+28 N Р -
433 А 17,+10 - — 0.21959
433 А 15,+09 - - - 2.3
433 Е 16, +12 N I 0.219599 2.6 цилиндр
433 А подвижный - 4.0 1 .25
433 AM 15,+20 - - 2.33 1.00
433 S 23,+37 N Р 2.79 1 .03
433 Е 22,+09 N I 0.219588
433 Е 16, +06 N I -
433 53,+13 N -
1036 Е Р 0.4295
1566 Е 49, 0 N I 0.09471
1566 Е 229, 0 N I 0.09471
1580 А 140,+20 - - - -1.21
сложная
1620 Е 200,+60 S R 0.2176378 2 .7 цилиндр
1620 0.2176386 2.58 1.00
1627 Е Р 0.19991
1627 147,+13 Р 0.20001
162 7 1627 R 333,+18 Р 0.20001 ~2,максималь -ный размер не менее 7 км.
1685 ЕА 200,+55 N Р 0.42481 3.2
1862 ЕА 236,+26 S R 0.1277265
3288 I 5 3.167 2.5 1.0
4179 R = 5.41 4.92 1.3
4769 R контактная
двойная
Как видно из таблицы 4.3, больше всего определений координат
полюса и размеров геометрической фигуры было выполнено для
астероида 433 Eros. В работе (Michalowski, Kwiatkowski, 1989) с
целью контроля качества опубликованных определений полюса
для 433 Eros и 1620 Geographos было выполнено сравнение
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 91
вычисленных кривых блеска с рядом наблюдаемых кривых. При
этом при вычислениях для фигуры этих астероидов использовалась
модель трехосного эллипсоида. Для Эроса соотношение осей
а/b = 2.40; b/с = 1.15 было взято из работы Целлнера (Zellner, 1976)
и сравнение выполнялось для положений северного полюса,
вычисленных в работах различных авторов (см. Magnusson, 1989).
Для сравнения использовался большой ряд наблюдений. Наилуч-
шее согласие с наблюдениями, по мнению авторов (Michalowski,
Kwiatkowski, 1989), показывают координаты полюса, полученные
Тейлором и Заппалой. Аналогичные вычисления для Географа
выполнялись с использованием координат полюса, вычисленных
Данлэпом (Dunlap, 1974), в предположении, что трехосный
эллипсоид имеет соотношение осей а:Ь:с = 3.33:1:1. Авторы
(Michalowski, Kwiatkowski, 1989) приходят к заключению, что
указанные параметры фигуры и ориентации полюса вращения
удовлетворительно описывают наблюдения астероида в оппози-
циях 1969 и 1983 гг. Как следует из данных таблицы 4.3, этот же
полюс получается и в других предположениях о фигуре астероида
(круговой цилиндр с отношением длины к ширине, равным 2.7).
Наиболее точная модель Географа построена в работе (Magnusson
et al., 1996), поскольку в ней учтены все имеющиеся к настоящему
времени фотометрические, наблюдения этого астероида. В
предположении эллипсоидальной фигуры Географа получены
следующие соот-ношения осей эллипсоида: а/b = 2.58 ±0.16, b/с =
1.00 ± 0.15, а также найдены эклиптические координаты полюса:
X = 56° ± 6°, 0 =-47° ± 4°.
Эти примеры, особенно для Эроса, говорят о существенной
неоднозначности решения задачи определения ориентации
вращения и фигуры астероидов из имеющихся наблюдений.
Требуются дальнейшие усилия исследователей как в разработке
методов определения параметров вращения и фигуры, так и в
накоплении различных наблюдений АСЗ.
Заключение и рекомендации
Как видно из этого небольшого обзора, астероиды из популяции
АСЗ довольно сильно различаются по своим физическим свойс-
твам. Вместе с тем видно, что наши знания о физической природе
АСЗ очень неполны и зачастую неоднозначны. Чтобы устранить
92 Глава 4
имеющиеся неопределенности нужны дальнейшие научные и
технические усилия по исследованию АСЗ и метеоритных
аналогов. Эти усилия должны быть направлены, как нам кажется,
на выполнение следующих задач:
1. создание и пополнение базы данных по вероятным
свойствам композиции и структуры материалов АСЗ,
основанной на астероид-метеоритных аналогах;
2. эксперименты по детальному моделированию макро и
микроструктур, отвечающих термальным, механическим
и др. изменениям материалов, моделирование в условиях,
приближенных к условиям межпланетного пространства;
3. создание баз данных по вращению, размерам и фигурам
АСЗ;
4. проектирование и осуществление полетов КА к некото-
рым из АСЗ.
Приложение 4.1.
Физические характеристики АСЗ
N АСЗ Н G D Р Var Р U-B B-V кл.
433 11.16 0.46 20.0 5.270 0.05-1.50 0.18 0.52 0.90 S
887 13.76 -0.12 4.2 73.97 0.35 0.18 0.43 0.84 S
1036 9.45 0.30 41.0 10.31 0.12-0.45 0.17 0.42 0.84 S
1221 17.7 X ~1
1566 16.4 X 0.9 2.273 0.05-0.22 0.18 0.54 0.80 (U)
1580 14.52 0.00 7.4 6.130 0.21-0.50 0.03 0.27 0.66 С
1620 15.60 X 2.0 5.223 1.10-2.03 0.19 0.50 0.89 S
1627 13.2 0.60 8.1 4.797 0.25-0.60 0.23 0.47 0.87 S
1685 14.23 X 5.2 10.196 0.6-0.8 0.03 0.47 0.88 S
1862 16.25 0.09 1.4 3.065 0.15-0.60 0.21 0.50 0.82 Q
1863 15.54 X 1.8 4.02 0.12 0.18 0.37 0.77 SU
1864 14.85 X (3.1) 8.57 0.85 0.50 0.83 SQ
1865 16.84 X 1.0 6.800 1.48 0.14 0.40 0.79 S
1866 13.0 X 2.4 (S)
1915 18.97 0.10 0.3 4.9 0.26 0.23 0.41 0.74 SMU
1916 14.93 X 0.41 0.85
1917 13.9 X ~3 2.7
1943 15.75 X 1.8 >16 0.18 0.45 0.84 SM
1951 14.7 X 4.98 0.026 А
1980 13.92 X 13.0 0.24 0.46 0.96 SU
1981 15.0 X ~1
2059 15.8 X
Физические характеристики и параметры вращения АСЗ 93
(продолжение)
N АСЗ Н G D Р Var Р U-B B-V кл.
2061 16.56 X (2.7) 11.50 0.3 0.037 0.35 0.76 TCG
2062 16.80 X 0.9 0.2 0.20 0.46 0.95 S
2063 16.4 X -1
2100 16.05 0.12 2.4 19.79 0.3 0.05 0.31 0.72 С
2101 18.7 X ~1 С
2102 15.3 X -2
2135 17.94 X -1
2201 15.25 X 1.4 24. >0.1 0.33 0.36 0.82 S
2202 16.8 X ~2
2212 13.87 X -5 0.41 0.77 С
2329 14.9 X -3
2340 20.26 X (0.2) 0.50 0.77 CSU
2368 15.21 X (2.4) 5.9 0.84 0.52 0.83 SQ
2608 17.52 X 0.9 8. 0.5 0.41 0.80 S
3102 16.70 X (1.7) 148. 0.52 0.84 QRS
3103 15.38 X 1.5 5.71 0.9 0.63 Е
3122 14.2 X -4
3199 14.84 X 1 2.82 0.12 0.22 0.38 0.94 S
3200 14.6 X 6.9 0.089 F
3271 16.8 X
3288 15 X 2.8 76. >0.4 0.19 0.50 .0.82 S
3352 15.6 X
3360 16.2 X 1.8
3361 19.03 X -0.3 3.58 0.32
3362 18.1 X 0.7
3551 16.75 X 0.9 4.930 0.11-0.15 V
3552 13.0 X -20 7.7 >0.41 D
3553 16.6 X
3554 15.82 X 2.0 0.17 0.24 0.71 SM
3671 16.3 X -1
3691 14.5 X
3752 15.5 X -2
3753 14.4 X -3
3757 18.95 X 0.5 9.012 0.20 0.22 0.53 0.86 СМ
3838 15.4 X -3
3908 17.4 X -1 4.426 0.25-0.46 V
3988 18.3 X -1
4015 15.99 X -5 3.556 0.06 0.28 0.66 СГ
4034 18.1 X
4055 14.8 X V
4179 14.0 X 2.7 0.13 0.51 0.86 S
4183 14.5 X -4
4197 14.5 X 1.8
4257 15.8 X -3
4341 15.6 X -3
4401 15.9 X
4450 17.1 X -L
4486 15.4 X -3
4487 17.6 X
4503 15.9 X
4544 17.1 X -1
4581 20.5 X -0.2
94 Глава 4
(продолжение)
N АСЗ Н G D Var Р U-B B-V кл.
4587 15.4 X
4596 16.0 X ~2
4660 18.3 X -1
4688 18.6 X 0.6 0.18 0.45 0.94 S
4769 16.9 X ~1 4.07
4775 13.7 X
4947 18.5 X
4953 14.3 X -3
4954 12.5 X
4957 15.0 X -3
5011 17.0 X ~1
5131 14.1 X ~5
5143 13.9 X ~5
5189 17.5 X ~1
5324 14.1 X
5332 13.7 X
5370 15.6 X -4 0.02
5381 16.5 X
5407 13.8 X
5496 14.9 X ~3
5587 13.6 X
5590 19.7 X
5604 17.0 X
5620 17.1 X
5626 14.9 X
5646 14.5 X
5653 15.4 X
5660 14.0 X ~5
5693 17.0 X
5731 15.5 X -3
5732 13.7 X
5751 13.4 X
5797 18.8 X 0.5 <2.70) (0.10) 0.37 0.81 S
5828 16.3 X
5836 13.9 X
5863 15.7 X
5869 15.8 X ~3
5879 17.6 X
6037 18.7 X ~1
6047 17.1 X
6050 15.4 X
6053 14.6 X
6063 15.1 X 1.4
6178 15.0 X 2.3 3.58 0.32 0.12 0.21 0.70 М
6239 18.1 X
Примечание: буквой X обозначено значение параметра наклона G, равное 0.15, принятое
при недостатке наблюдательных данных.
ГЛАВА 5
ДИНАМИКА КОМЕТ И ИХ ЯДЕР,
НЕГРАВИТАЦИОННЫЕ
ЭФФЕКТЫ, ФИЗИЧЕСКИЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ

Введение
Несмотря на относительно небольшое (по сравнению с асте-
роидами) число комет, проникающих ежегодно в район орбиты
Земли, их столкновения с Землей представляют большую угрозу.
Так, по оценкам Бейли (Bailey, 1990), примерно 10% земных и
лунных кратеров образовались в результате столкновения Земли и
Луны с кометами. В силу того, что большинство комет имеют
очень вытянутые орбиты, скорость столкновения их с Землей
велика. Поэтому около четверти всех столкновений Земли с
космическими телами, сопровождающихся выделением энергии,
равной или большей взрыву миллиона мегатонн тротила, прихо-
дится на долю комет.
Характерным примером того, какого рода угрозу представляют
кометы для Земли, является падение так называемого Тунгусского
метеорита. Большинство исследователей этого явления приходят к
выводу о том, что 30 июня 1908 г. на высоте нескольких кило-
метров над поверхностью Земли взорвалось небольшое комето-
подобное тело. Энергия взрыва составила величину порядка 10-
20 мегатонн тротила. Исследования Л. Кресака (Kresak, 1978)
показывают, что это могла быть небольшая комета, генетически
связанная с кометой Энке. После этого взрыва на поверхности
Земли кратера не осталось. Следовательно, наблюдаемое коли-
чество кратеров характеризует только нижний предел числа
столкновений комет и астероидов с Землей.
Движение комет определяется действием гравитационных и
негравитационных сил. Наличие негравитационных сил связано с
сублимацией (сублимация — переход вещества из твердой фазы в
98 Глава 5
газообразную, минуя жидкую) кометного вещества с поверхности
кометы и является одним из важнейших свойств, выделяющих
кометы из ряда других малых тел Солнечной системы и порож-
дающих большое количество проблем при изучении их движения.
Негравитационные эффекты проявляются в изменении элементов
орбиты, в первую очередь, среднего движения (периода, большой
полуоси), вызывая ускорение или замедление движения. Необхо-
димо отметить нерегулярный характер действия негравитационных
сил, затрудняющий прогнозирование движения комет. Такие
нерегулярности, возможно, связаны со сложным вращением
кометных ядер, имеющих, в общем случае, неправильную форму.
В свою очередь, негравитационные силы могут оказывать влияние
на ориентацию осей вращения кометных ядер (Julian, 1990), что
приводит к изменению самих негравитационных сил.
В настоящее время, по-видимому, наиболее предпочтительной
является “пятнистая” модель поверхности кометного ядра с одной
или несколькими активными областями, причем существование
одних из них возможно в течение 1-2 обращений кометы вокруг
Солнца, а других — в течение десятков оборотов. Одни активные
области истощаются вследствие сублимации или же, из-за сложного
вращения ядра, перестают подвергаться солнечному облучению.
Другие, напротив, из-за разрушений части поверхностного слоя или
изменения ориентации оси вращения ядра начинают подвергаться
активному солнечному облучению. Именно такой механизм для
объяснения нерегулярных изменений в движении ряда комет
предложен 3. Секаниной (Sekanina, 1993).
1. Классификация орбит
Кометы имеют различные орбитальные периоды, отражающие
их различный динамический возраст, который определяется
количеством прохождений кометой внутренней области Солнечной
системы. Кометы с периодами Р > 200 лет называются долго-
периодическими. На 1993 г. насчитывалось 690 таких комет. К ним
относится особая группа комет, “царапающих” Солнце (семейство
Крейца), включающая сейчас 24 кометы. Примерно 15% долго-
периодических комет являются “новыми” (их называют также
параболическими или почти параболическими), т.е. они прибли-
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 99
жаются к Солнцу в первый раз из периферийной области Сол-
нечной системы, называемой облаком Оорта. Большинство же
долгопериодических комет проходит через центральную часть
Солнечной системы не в первый раз. Наклоны орбит этих комет к
плоскости эклиптики распределены случайным образом. Частота
прохождения долгопериодических комет ярче //=10.5
(Н — абсолютная звездная величина) через область внутри орбиты
Земли в среднем составляет 3 кометы в год.
Среди периодических комет с периодами Р < 200 лет выделяют
группу короткопериодических комет, периоды которых меньше 20
лет. Предполагается, что короткопериодические кометы есть
результат длительной эволюции части долгопериодических комет
в поле тяготения больших планет. Наклоны орбит коротко-
периодических комет к плоскости эклиптики невелики, что и
является результатом такой эволюции. В зависимости от близости
афелиев кометных орбит к орбите той или иной большой планеты
кометы относят к различным семействам. Наиболее многочислен-
ным является кометное семейство Юпитера. С точки зрения
возможности столкновения с Землей представляют интерес кометы
с перигельными расстояниями q , меньшими 1 а.е. (среди пара-
болических и почти параболических комет таких комет свыше 200)
и узлами орбит, расположенными вблизи орбиты Земли. Яркий
пример такой кометы представляет собой комета Галлея, сближа-
ющаяся с Землей в каждом появлении.
2. Гравитационные возмущения
Орбиты комет отличаются большим разнообразием, чем орбиты
большинства малых планет. В этом смысле необходимо отметить
не только широкий спектр значений эксцентриситетов кометных
орбит (от почти круговых до слабо гиперболических), но и
значений наклонов (от 0° до 180°). Причем орбиты, сильно
наклоненные к эклиптике, характерны, в основном, для новых, или
парабо-лических, комет, что затрудняет их раннее обнаружение:
поиски новых объектов сосредоточены, в первую очередь, вблизи
плоскости эклиптики.
В связи с большим разнообразием орбит для некоторых комет
100 Глава 5
необходимо, кроме обычных планетных возмущений, также
учитывать гравитационное влияние спутников больших планет при
тесных сближениях комет с этими планетами, гравитационное
влияние отдельных малых планет, влияние несферичности Солнца
(для комет с малыми перигельными расстояниями) и больших
планет (при очень тесных сближениях комет с этими планетами).
Все это приводит к необходимости предварительного исследования
движения для выявления его особенностей и выбора соответствую-
щего метода численного интегрирования. В отличие от анали-
тических методов, методы численного интегрирования обеспечи-
вают требуемую точность для любого типа орбиты и позволяют
легко переходить от учета одних возмущений к другим. В
настоящее время для исследования движения комет применяется
большое разнообразие методов численного интегрирования. Выбор
метода обусловлен, в первую очередь, эксцентриситетом орбиты и
наличием тесных сближений с большими планетами. Подробный
обзор, описание и сравнение методов численного интегрирования
можно найти в монографии Т. В. Бордовицыной (1984).
Для долгосрочного прогноза движения (при наличии только
гравитационных возмущений) минимально необходимое коли-
чество последовательных появлений, в которых имелись наблю-
дения, равно двум. В этом случае может быть получено достаточно
точное значение большой полуоси орбиты (или периода). Прогноз
же движения на временной интервал, незначительный по сравне-
нию с интервалом, охваченным наблюдениями, может быть
достаточно точным даже на основе знания элементов орбиты,
определенных по малому числу наблюдений на короткой дуге.
3. Негравитационные эффекты
Особенности состава кометных ядер (см. раздел о моделях
ядра) — наличие летучих составляющих — приводят к появлению
негравитационных сил, влияющих как на движение кометы по
орбите, так и на ее вращение и, в конечном счете, на саму форму
кометного ядра. Необходимость учета негравитационных эффектов
определяется тем, что влияние их на движение кометы может быть
достаточно большим (для отдельных комет ошибка неучета
негравитационных эффектов составляет десятки суток в моменте
прохождения через перигелий).
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 101
Рассмотрим механизм возникновения негравитационных сил и
их влияния на движение кометы, как это следует из современных
представлений. На рис. 5.1 изображено вращающееся сферическое
кометное ядро и связанная с ним кометоцентрическая система
координат. Направление OS — это направление из центра ядра на
Солнце. Если бы ядро не вращалось, то точка S соответствовала бы
максимуму нагрева и, соответственно, максимуму сублимации. Для
вращающегося ядра точка максимального нагрева М оказывается
смещенной на некоторый угол 0, называемый углом запаздывания.
Величина этого угла зависит, в первую очередь, от особенностей
вещества и структуры кометного ядра. Возникающая реактивная
сила называется негравитационной силой, а вызываемые ею
эффекты в движении кометы — негравитационными эффектами.
Можно выделить два основных подхода к учету действия
негравитационных сил при построении численных теорий
движения комет.
1. Введение эмпирических величин, определяемых совмест-
но с элементами орбиты из наблюдений и характери-
зующих изменение всех или части элементов орбиты от
появления к появлению. При таком подходе пред-
полагается, что негравитационные силы действуют
равномерно вдоль всей орбиты или же происходит
скачкообразное изменение элементов орбиты в момент
прохождения кометы через перигелий. К этому же
направлению относится метод А. Д. Дубяго (1948),
состоящий в объединении каждого появления с предыду-
щим и последующим и нахождении изменения элементов
на эпоху среднего появления.
2. Принятие некоторой физической модели действия
негравитационных сил и определение из наблюдений,
совместно с элементами орбиты, всех или части парамет-
ров этой модели. Наиболее широко используемой в
течение последних 20 лет является модель, которую
предложили Б. Марсден и др. (Marsden et al., 1973), исходя
из представлений Ф. Уиппла о вращающемся кометном
ядре (Whipple, 1950а). Основой этой модели действия
нсгравитационных сил является эмпирически установлен-
ная А. Дельземмом (Delsemme, 1971) и 3. Секаниной
(Marsden et al., 1973) формула для скорости сублимации
102 Глава 5
Рис. 9. Модель сферического ядра
с тепловым запаздыванием сублимации
О - центр ядра;
R - северный полюс оси вращения;
I - наклон кометного экватора к плоскости орбиты;
П - подсолнечная точка в момент нахождения кометы в перигелии;
OS - направление на Солнце;
(.)М - максимум выброса испаряющегося вещества;
F - вектор негравитационного ускорения; МП - аргумент перигелия Ф;
в - угол теплового запаздывания; ПБ - истинная аномалия v;
Динамика комет и их ялер, физические характеристики 103
вещества с поверхности кометы в зависимости от
гелиоцентрического расстояния
Z = Zog(r),
(1)
где Zo— количество испаряющихся в 1 секунду молекул с 1 кв. см
поверхности на гелиоцентрическом расстоянии в 1.0 а.е. А. Дель-
земм (Delsemme, 1972) получил, что для водяного снега при
значении альбедо ядра в видимом и инфракрасном участках
спектра, равном 0.1, количество испаряющихся молекул Zo =
ЗЮ17 мол см'2 с'1, а для остальных постоянных им найдены
следующие значения: гд = 2.808 а.е., т = 2.15, л = 5.093, £ = 4.6142,
а = 0.111262.
Для учета действия реактивного ускорения на движение кометы
удобно проектировать этот вектор на три направления: радиальное,
трансверсальное и нормальное к орбите. На рис. 5.2 изображены
единичные векторы , направленные по радиусу, трансверсали и по
нормали к плоскости орбиты. Обозначим величины проекций
реактивного ускорения на эти направления как F. и представим F
как функцию гелиоцентрического расстояния кометы в виде
<=Zgfr), 1 = 1,2,3. (2)
где А. — некоторые константы, a g(r) задано формулой (1).
Модель допускает изменения параметров Ft от появления к
появлению, для чего в формулу (5.2) вводится зависимость от
времени
Л = g(r) expf-Д .тЛ (3)
где A t, В. — постоянные, т— время от начальной эпохи в сутках,
деленное на 10 000.
Таким образом, при построении численной теории движения
кометы с учетом действия на нее негравитационных сил из
наблюдений совместно с элементами орбиты определяются
параметры Аг А2, А3, Вг В2, В}.
Модель Марсдена-Секанины предполагает
1) симметричность функции g(r) относительно перигелия;
2) одну и ту же функцию g(r) для всех комет;
3) постоянство значений параметров Л. на тех временных
интервалах, на которых определяются их значения.
104 Глава 5
Рис. 5.2. Система координат, определяемая радиальным Ц,
трансверсальным Ц и Нормальным Un« плоскости орбиты
направлениями
Динамика комет и их я тер, физические характеристики 105
Необходимо отмстить, что, если угол запаздывания д = 0°, то и
трансверсальная составляющая негравитационных сил, F2 , а
вместе с тем и А2, для сферического кометного ядра также будут
равны нулю.
Изменение элементов орбиты за один оборот (от -л до +л по
истинной аномалии v) можно оценить по следующим формулам
(Беляев, Чернетснко, 1979):
2а г / J г \
Да = —г J rg\r Л sinv + А2 dv,
Р -* \ Р /
Де =
л
— f r2g(r)[jt sinv + J2(cosv +
P -Л
cosE)]c/v,
Az = —7— J r3g(r)J3 cos(v + (»}dv,
M P -я
(4)
Л
I p
AQ = J r3g(r)A} sin(v +co) coseczc/v,
P P -я
Aco = -4-J
P P-
— rA3 sin(v + co)etgz dv,
где p — постоянная Гаусса, v, E — истинная и эксцентрическая
106 Глава 5
аномалии, р — параметр орбиты, а, е, i, Q со, М— ксплсровы
элементы орбиты.
Так как g(r) быстро убывает с увеличением гелиоцентрического
расстояния, то фактические пределы интегрирования в форму-
лах (4) можно заменить на (-л/2, л/2). Из выражений для Да и Де
видно, что определяющей в возникновении вековых изменений
этих элементов является трансверсальная составляющая Аг
Результирующий эффект за оборот от составляющей А{ равен
нулю, так как функция g(r) симметрична относительно перигелия.
Становится понятным, почему предположение о вращении ядра
обязательно для этой модели действия негравитационных сил (при
отсутствии вращения отсутствует тепловое запаздывание и А2 = 0).
Как показало сравнение методов А. Д. Дубяго и Б. Марсдена
(Беляев, Чсрнстенко, 1979), имея каждый свои достоинства и
недостатки, оба метода дают близкие результаты как по точности
представления используемых наблюдений, так и по точности
эфемериды. Однако метод Марсдена оказался более удобным при
вычислениях, легко допускает модификации и позволяет интер-
претировать физические характеристики кометного ядра через
получаемые значения негравитационных параметров. Этим и
объясняется его широкое использование при исследовании
движения комет.
Практически для всех комет, наблюдавшихся в трех и более
появлениях, получены значения негравитационных параметров по
модели Марсдена-Секанины. Результаты этих определений
приводятся в выпусках “Каталога кометных орбит”, издаваемого
Б. Марсденом (Marsden, 1993). Анализ этих значений позволяет
сделать следующие выводы:
1. Наиболее уверенно определяется параметр А2 (трансвер-
сальная составляющая негравитационного ускорения), а
наименее уверенно— параметр Ау (нормальная состав-
ляющая). Поэтому, как правило, полагают Ау = 0, исключая
его из числа определяемых параметров.
2. Положительные и отрицательные значения А2 встречаются
одинаково часто. Как уже отмечалось, наличие состав-
ляющей F2 (А2 * 0) определяется вращением ядра (для
модели Уиппла). Так как смещение точки максимального
нагрева М(рис. 5.1) происходит в направлении вращения
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 107
ядра, то можно сделать вывод, что прямое и обратное
вращения кометных ядер равновероятны.
3. Из теории Уиппла следует, что радиальная составляющая
F должна быть направлена от Солнца, т.е. At положи-
тельно. Однако для ряда комет в отдельных появлениях
оно оказывается отрицательным, что противоречит теории
Уиппла.
4. Из объединения появлений различных комет получены как
положительные, так и отрицательные значения параметра
В2, характеризующего изменение составляющей F2 со
временем. Это может означать, что существуют кометы с
возрастающими и убывающими негравитационными
силами. Наряду с этим увеличение F2 по абсолютной
величине может быть объяснено увеличением угла
запаздывания в.
5. Значения негравитационных параметров для одной кометы
могут быть постоянными во всех появлениях, изменяться
регулярно или скачкообразно, а для некоторых комет в
разные периоды реализуются все эти возможности.
6. Для некоторых комет обнаружено изменение знака
параметра А , что может быть объяснено в рамках модели
Уиппла только в предположении об изменении направ-
ления вращения кометного ядра (резкое изменение
ориентации оси вращения ядра, прецессия несферичного
ядра).
Полученные для некоторых комет противоречивые значения
негравитационных параметров, неудачи при объединении ряда
появлений отдельных комет стимулировали дальнейшие иссле-
дования по пересмотру и улучшению модели действия негравита-
ционных сил. Можно отметить следующие направления таких
исследований:
- модификация функции g(r)\
- замена функции g(r) другими видами зависимости
негравитационных сил от положения кометы на орбите;
- переход от параметров А к параметрам, характеризующим
ориентацию и вращение кометного ядра;
108 Глава 5
- комбинация предыдущих трех подходов.
Рассмотрим результаты исследований в этих направлениях.
1) Модификация функции g(r) связана с очевидным сообра-
жением о некоторой корреляции блеска кометы и нсграви-
тационных сил. Зависимость блеска кометы от времени предста-
вляется световой кривой. Световые кривые для различных комет
отличаются большим разнообразием, обнаруживают максимумы
блеска как до перигелия, так и после перигелия. Поэтому естествен-
но предположить, что некоторая несимметричность относительно
перигелия может быть и в действии негравитационных сил. В
табл. 5.1, заимствованной из работы (Yeomans et al., 1989),
приводятся результаты определения параметров и А2 для
симметричной (АГ = 0) и несимметричной (АГ * 0) относительно
перигелия модели действия негравитационных сил. Поло-
жительное значение АГ, т.е. время смещения максимума световой
кривой относительно перигелия^соответствует максимуму
функции g(r) после перигелия. Д. Йоманс и др. (Yeomans et al.,
1989) нашли, что для 6 из 8 исследованных комет учет смещения
функции g(r) относительно перигелия улучшает представление
наблюдений, а для 3 из этих 6 комет полученная величина АГ
близка к величине смещения относительно перигелия максимума
блеска кометы.
Табл. 5.1.
Сравнение симметричной и несимметричной относительно
перигелия модели действия негравитационных сил
для кометы Копфа.
Интервал дт (сут.) сг А1-109 д2-ю9
1945-1958 0 1.217" 6.61 -0.37
+ 10 1.208 6.72 ±0.43 -0.65 ±0.08
1932-1945 0 1.326 6.39 ±0.65 -0.02 ±0.03
+ 10 1.274 4.49 ±0.36 -0.44 ±0.05
1906-1932 0 1.526 8.79 ±1.26 0.27 ±0.00
+ 30 1.428 11.49 ±1.53 -0.55 ±0.11
При использовании несимметричной модели действия негра-
витационных сил требование вращения ядра нс является необходи-
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 109
мым, так как основной вклад в негравитационные эффекты
(изменение большой полуоси и эксцентриситета орбиты) вносит
радиальная составляющая, не зависящая от вращения ядра. При
симметричной же модели основной вклад вносит трансверсальная
составляющая, для существования которой необходимо предполо-
жение о вращении ядра. Как видно из табл. 5.1, при использовании
несимметричной модели уменьшается ошибка единицы веса и,
кроме того, А2 не меняет знак, т.с. нет необходимости предполагать
изменение направления вращения кометного ядра.
2) Использование функции g(r) как характеристики зависимости
нсгравитационного ускорения от гелиоцентрического расстояния
неоднократно подвергалось критике, например, М. А’Хеарном и др.
(A'Heam et al., 1985), который предложил использовать вместоg(r)
получаемую из наблюдений зависимость эмиссии воды, как
основной составляющей кометной атмосферы, от положения
кометы на орбите. 3. Ссканина (Sekanina, 1986) использовал эту
идею при исследовании движения кометы Энке с учетом прецессии
се ядра и получил неудовлетворительный результат (это не
означает, однако, что для других комет такой подход даст также
отрица-тсльный результат).
Исходя из предположения, что негравитационное ускорение
должно быть пропорционально общему количеству сублими-
рующего вещества, т.с. световой кривой — функции блеска в
зависимости от времени, для ряда комет вместо функции g(r)
использовались некоторые функции, вычисляемые из анализа их
световых кривых (Sekanina, 1984, 1985а, 1985b). Подробное
сравнение различных предположений о характере зависимости
негравитационного ускорения от положения кометы на орбите
проведено в работе (Szutowicz et al., 1993) для кометы д’Арре.
Световая кривая этой кометы является одной из наиболее
необычных и обнаруживает ярко выраженную асимметрию
относительно перигелия. Яркость начинает возрастать только за
несколько дней до перигелия, остается практически постоянной от
20 до 60 дней после перигелия и затем медленно убывает. В
табл. 5.2, заимствованной из указанной работы, приводятся
результаты объединения 9 и 5 появлений этой кометы с исполь-
зованием функции g(r) и функции у(т),вычисляемой из анализа
световой кривой.
Анализ данных, приведенных в табл. 5.2, показывает, что
110 Глава 5
использование функции световой кривой у(т) вместо g(r) позволяет
получить существенно лучшее представление наблюдений. При
этом полученные двумя методами значения A j, А2, различаются
значительно и вряд ли их формальное сравнение является
корректным.
Табл. 5.2.
Сравнение различных моделей зависимости
негравитационного ускорения от положения кометы на
орбите для кометы д’Арре
Метод а Определяемые параметры
1910-1989 (9 появлений)
At д(г) Ai Г (г) 7.61" 3.31 А! = 0.604-Ю'8 Ai = 0.474-Ю'8 А2 = 0.976-Ю'9 А2 =-0.440-Ю'9 А3 = 0.834-Ю'9 Аэ = -0.895-Ю'9
1963-1989 ' (5 появлений)
Aj д(г) А1 у (г) 3.29 1.67 Aj = 0.273-Ю'8 А, = 0.461-Ю'8 А2 = 0.112-Ю'8 А2 =-0.226-Ю'9 А3 = 0.117-Ю'8 А3 = 0.443-Ю'9
3) Еще один подход к учету действия негравитационных сил
состоит в замене параметров А., в качестве исходных, параметрами
ориентации кометного ядра (рис. 5.1 ): наклоном кометного
экватора к плоскости орбиты /; кометоцентрической долготой
Солнца Ф, когда комета находится в перигелии; кометоцентричес-
ким углом теплового запаздывания 0 между направлением на
Солнце и на точку приложения суммарного вектора реактивного
ускорения. Впервые такой подход был предложен 3. Секаниной
(Sckanina, 1979), и в этой же работе приведены следующие
формулы, связывающие проекции ускорения на радиальное,
трансверсальное и нормальное направления и параметры I, Ф, 0.
U= - [cosg + (\-cosQ) sin21 sin2 (Ф+v)],
U= - [sing cos/ + (T-cosg) sin/ sin(0+v) cosf0+y)], (5)
U = - [sing sin/ cosf0+y)-fl-cosg) sin/ cos/sin^+v)],
где v — истинная аномалия, Ur, U, Un — направляющие косинусы
вектора негравитационного ускорения F. Тогда проекции
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 111
реактивного ускорения на эти оси будут
(Ar,Ai,An)T = Ag(r)(Ur,Ui,Un)T,
где Л — модуль вектора реактивного ускорения в некоторую эпоху.
При таком подходе составляющие негравитационного ускорения
по трем осям уже не являются постоянными в течение одного
оборота как параметры модели Марсдена-Секанины Аг А „ А3. В
работе (Чернетенко, 1992) проводится сравнение этих двух
подходов — определение из наблюдений параметров А3, А2, А3
совместно с элементами орбиты, в одном случае, и А, 0, I, Ф , в
другом, для 5 появлений кометы Энке. Показано, что второй
подход, несмотря на его более строгую физическую основу и
возможность непосредственно получить параметры ориентации
ядра, дает практически такую же ошибку представления наблю-
дений, как и первый. Но при этом он имеет ряд существенных
недостатков:
а) определить начальные значения А, 0,1, Ф, необходимые для
их дальнейшего уточнения методом наименьших квадратов, можно
только варьированием, что является довольно трудоемкой задачей
и осложняется тем, что в (5) входят тригонометрические (т.е.
нелинейные) функции этих параметров. В этом смысле метод
Марсдена-Секанины гораздо проще, так как предварительное
значение Ау может быть получено из расхождения между наблю-
денным и эфемеридным значениями момента прохождения через
перигелий, а составляющие At и А3 незначительно влияют на
динамику кометы;
б) матрица нормальной системы является плохо обусловленной
и, как следствие, ошибки параметров значительны.
Несмотря на все эти трудности, такой подход применялся в ряде
работ (Sekanina, 1984, 1985а; Чернетенко, 1992) для построения
теорий движения комет с учетом прецессии несферичного
кометного ядра, изменения его параметров ориентации и влияния
этих изменений на негравитационные эффекты. Необходимо
отметить, что значительное число определяемых величин, а также
недостатки этого подхода, отмеченные в а) и б), не позволяют
достаточно надежно определить все входящие в такую модель
параметры. Однако на основании этих работ можно утверждать,
что кометные ядра могут иметь как прямое, так и обратное
вращения.
112 Глава 5
Как уже отмечалось, негравитационные эффекты для различных
комет могут быть, либо постоянными, либо изменяться от появле-
ния к появлению регулярным или нерегулярным образом. Измене-
ния могут быть вызваны следующими причинами:
1. Уменьшение активности кометы вследствие истощения
летучей составляющей по всей поверхности ядра или в
отдельной активной области (при уменьшении негра-
витационных эффектов), или увеличение активности в
результате обнажения поверхности, появления новых
разломов, активных областей на поверхности ядра (при
увеличении негравитационных эффектов).
2. Изменение ориентации кометного ядра из-за прецессии
или столкновений с другими малыми телами.
Отметим кратко следующие основные моменты, связанные с
наличием в движении комет негравитационных эффектов.
Величина и характер изменения со временем негравитационных
сил колеблется от кометы к комете в значительных пределах.
В настоящее время затруднительно указать единую для всех
комет зависимость величины негравитационных сил от положения
кометы на орбите.
Долгосрочный точный прогноз движения кометы может быть
сделан только после учета всех гравитационных возмущений,
анализа и сравнения различных моделей действия неграви-
тационных сил и выбора модели, обеспечивающей наилучшее
представление наблюдений.
4. Кратные кометные ядра
Возможность существования кратных кометных ядер является
важным вопросом в связи с опасностью столкновений их с Землей.
Существует несколько каталогов, в которых приводятся данные
о таких кометах. Так, каталог комет с признаками дробления,
составленный О. В. Добровольским и С. И. Герасименко (1987),
содержит 112 комет. 3. Секанина (Sekanina, 1982), занимавшийся
изучением и классификацией кратных кометных ядер, отмечает 21
комету, для которых можно считать доказанным факт разделения.
Одной из таких комет явялялась комета Шумейкер-Леви 9, разде-
лившаяся на большое число фрагментов после тесного сближения
Динамика комет и их ялер, физические характеристики 113
с Юпитером.
По-видимому, существует несколько механизмов, приводящих
к делению кометных ядер: приливное действие Солнца или
Юпитера, столкновение с астероидом, взрыв, гравитационная
нсустойчи-вость, вызванная увеличением скорости вращения ядра.
Наконец, кометные ядра могут быть кратными системами. И хотя
долго-временное существование двойных ядер комет маловероятно
из-за мощных нестационарных атмосфер, сближений с планетами
и Солнцем (Шульман, 1987; Sekanina, 1982), временное их
существо-вание вполне возможно. 3. Секаниной (Sekanina, 1982)
для 10 комет получены относительные скорости отделения
вторичных ядер и моменты отделений (т.е. гелиоцентрические
расстояния). Оказалось, что нет увеличения вероятности распада в
поясе астероидов и в перигелии, частота делений не зависит от
фазы солнечной активности. Относительные скорости V фраг-
ментов невелики и составляют примерно 1-2 м с-1 (орбитальные
скорости комет могут составлять десятки км с-1). 3. Секаниной
(Sekanina, 1982) получена эмпирическая зависимость V от
гелиоцентрического расстояния г.
V = Вг'ь . (6)
где В = 0.70 ± 0.09 м с1, b = 0.57 ± 0.10, а г выражено в а.е.
Т. Ван Фландерн (Van Flandern, 1981), анализируя формулу
(5.6), отмечает, что, если причины разделения комет связаны с их
строением или вращением, то в этом случае было бы 6 = 0. Если
разделение связано с солнечной радиацией, то должно быть
b = -1. Для объяснения зависимости (6) Т. Ван Фландерн пред-
ложил спутниковую модель кометного ядра: при приближении
такой кратной системы к Солнцу сфера действия ядра уменьшается
и могут отделяться вторичные ядра, движущиеся на меньшем
расстоянии от ядра и, следовательно, с большими скоростями.
Такая модель объясняет тот факт, что большинство разделившихся
комет являются “новыми”, и отделение происходит при прибли-
жении кометы к Солнцу, а не при удалении от него.
Что касается размеров центрального ядра и ядра-спутника, то,
как правило, деление происходит путем отщепления от основного
тела осколков существенно меньшей массы. За исключением
кометы Биелы 1852 III, главное тело продолжает дальнейшее
существование в качестве ядра кометы. Согласно оценкам Э. Ремер
114 Глава 5
(Roemer, 1966), радиус ядра кометы 1957 VI Виртанен до разде-
ления составлял 16.5 км, а после разделения около 10 км при
принятом значении альбедо 0.3. (Для ядра кометы Галлея значение
составляет 0.03-0.06, и оценки Э.Ремер могут быть заниженными).
5. Вращение кометных ядер
Положение о том, что кометные ядра вращаются, основывалось
долгое время только на общих соображениях и подкреплялось
наблюдаемой периодичностью некоторых активных образований в
головах комет (галосов, выбросов, оболочек). В табл. 5.3 во втором
Табл. 5.3.
Периоды вращения ядер комет
Комета Период (часы) Период (часы)
Encke 6.5 22.43
IRAS-Araki-Alcock 51.36
Arend-Rigaux 13.56
Neujmin 1 12.67
Tempel 2 4.8 8.95
Levy 18.9
столбце приведены значения периодов вращения ядер некоторых
комет, полученных из анализа таких периодичностей (Whipple,
1982). Но определяемые таким образом периоды вращения ядер
могут быть близкими к реальным их значениям при условии, что
существует только одна активная область, ответственная за эти
нерегулярности. Предположение о вращении кометных ядер
являлось частью теории кометного ядра Ф. Уиппла (Whipple,
1950а): только вращением можно было объяснить существование
транс-версальной составляющей негравитационного ускорения.
Слож-ным вращением кометного ядра ряд авторов (Sekanina, 1984,
1985а; Sitarski, 1993; Чернетенко, 1992) объясняют получаемые из
обработки позиционных наблюдений изменения параметров
негравитационных сил. Непосредственные наблюдения из космоса
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 115
ядра кометы Галлея и фотометрические наблюдения ядер комет на
больших гелиоцентрических расстояниях (т.е. при отсутствии
комы) позволили надежно определить периоды вращения и, в
некоторых случаях, ориентацию осей вращения.
В табл. 5.3 в третьем столбце приводятся периоды вращения
ядер некоторых комет, полученные разными исследователями.
Сравнение периодов вращений комет и малых планет главного
пояса не обнаруживает существенных различий между ними
(Jewitt, Meech, 1988), тогда как амплитуда колебаний блеска для
кометных ядер в среднем больше, чем для астероидов. Это
означает, что кометные ядра имеют более вытянутую нере-
гулярную форму, чем малые планеты главного пояса, или
неравномерное альбедо (так как есть активные области). Форма
кометного ядра определяет его сложное вращение. Наиболее полно
(но не исчерпывающе) эта проблема изучена для кометы Галлея,
для чего привлекались не только наблюдения из космоса, но и
современные фотометрические наблюдения (Schleicher et al., 1990),
и результаты наблюдений кометы в 1910 г. (Larson, Sekanina, 1985).
Комплексным можно назвать подход Ю. Д. Медведева (Medvedev,
1991) по определению из позиционных наблюдений не только
параметров вращения ядра кометы Галлея, но и параметров фигуры
ядра. Выявлено два периода: 2.2d и 4.9d. Вращение с периодом 4.9d
происходит относительно большой оси, которая прецессирует
относительно вектора общего углового момента с периодом 2.2d и
с углом V, = 73° между большой осью и фиксированным в
пространстве вектором.
Как уже отмечалось, в работах (Sekanina, 1984, 1985а; Черне-
тенко, 1992) предпринимались попытки определения параметров
ориентации кометных ядер и скорости их изменения из пози-
ционных наблюдений ряда комет. Наиболее уверенно определяется
наклон кометного экватора к плоскости орбиты и скорость его
изменения, а также модуль негравитационного ускорения.
Опыт обработки наблюдений кометы Галлея показывает, что
при достаточном количестве позиционных и фотометрических
наблюдений основные параметры вращательного движения
кометного ядра могут быть получены.
116 Глава 5
6. Современные модели кометного ядра
По современным взглядам, кометное ядро состоит из смеси
водяного льда и пыли с вмороженными легколетучими веществами
и, возможно, крупными монолитными вкраплениями более
плотного вещества (боулдерами). Кометное вещество очень
пористое и неоднородное. Его состав и физические характеристики
могут сильно меняться в зависимости от положения в ядре.
Большая часть поверхности кометы покрыта пылевой коркой,
толщина которой может доходить до 1 метра;
В настоящее время разработано несколько моделей кометного
ядра. Наиболее известной является ледяная модель Уиппла,
изложенная им в цикле работ (Whipple, 1950а, 1950b, 1951, 1953).
В этой модели предполагается , что ядро кометы есть монолитный
конгломерат льдов Н2О, NH3, СН4, СО2 и С2Н2, а также некоторого
количества метеорного нелетучего вещества.
В модели Б. Донна (Donn, 1991) разработан кластерный
механизм образования кометного ядра, в результате действия
которого ядро представляет собой очень рыхлое образование,
подобное гигант-скому снежному кому. Эта модель во многом
объясняет некоторые очень низкие оценки плотности кометного
ядра, полученные из анализа движения кометы Галлея. По мнению
М. Я. Марова (1994) эта модель является наиболее реалистичной.
В модели, названной П. Вейсманом (Weissman, 1986), как “изна-
чально смерзшиеся осколки”, предполагается наличие некоторого
количества крупных ледяных фрагментов, смерзшихся в единое
тело. В момент сближения такого ядра с Солнцем, в результате
нагрева часть осколков может терять механический контакт и
образовывать компактный метеорный рой. Эта модель есть
развитие идей В. Г. Фесенкова (1962) и является серьезной
физической основой для гипотезы В. Д. Давыдова (1981) о
существовании кратных кометных ядер.
Основные физические характеристики ядра кометы и его
вещества, взятые из (Jessberger, Kotthaus, 1991), даны в таблице 5.4
В ней приведены минимальное и максимальное значения физи-
ческих характеристик ядер комет, а также наиболее вероятные
значения для среднестатистической кометы.
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 117
Табл. 5. 4.
Основные физические характеристики кометного ядра
(минимальное, наиболее вероятное, максимальное)
Параметр min вероят- ное max
Диаметр, [км] Гравитационное ускорение на поверхности, [м/с2] Период вращения, [сутки] Средняя плотность, [г/см3] Пористость, [%] Плотность на поверхности, [г/см3] Толщина пылевой корки, [м] Устойчивость поверхностного мате- риала на растяжение, [106 Па] Устойчивость на сжатие, [106 Па] Твердость, [по относительной шкале] Альбедо поверхности Поверхностная температура, [К] Теплопроводность, [Вт м’1 К-1] Удельная теплоемкость, [Дж кг’1 К’1] Отношение масс, пыль/газ Состав пыли: силикаты, [%], углеродные компоненты, [%] Газопроизводительность, [молекул/с] Скорость звука на поверхности, [м/с] 0.3 10’5 0.2 0.1 10 0.005 0 10’5 10'4 2 0.01 100 0.05 70 0.1 Ю20 5 10’3 1 0.5 30 0.05 0.1 10’3 10’2 10 0.03 130 10 120 0.5 70 30 1028 370 40 10’2 14 1.5 80 1.5 1 10 100 >50 0.5 300 100 >100 1 1О30
7. Масса, размеры и форма кометных ядер
Первые оценки массы кометы были сделаны П. Лапласом
(Laplace, 1805) на основании анализа движения кометы Лекселя во
время се сближения с Землей в 1770 г. до минимального расстояния
0.015 а.е. В результате сближения период кометы изменился на
2.5 дня, а период движения Земли изменился на величину
значительно меньшую, чем 1 с. Была получена верхняя граница
массы кометы « 10‘4 массы Земли. Позже Н. Рихтер (Richter, 1954)
118 Глава 5
получает в качестве верхнего предела для массы кометы 1882 I
величину 7.3-1022г, а для массы кометы Неуймин 1 — 3.3-1017 г.
Э. Ремер (Roemer, 1966) оценила массы двух фрагметов разде-
лившейся кометы 1957 VI, как равные 2-10” г и 4-1018 г, соответс-
твенно.
В 1986 г. космические аппараты «Вега-1», «Вега-2» и «Джотто»
сфотографировали ядро кометы Г аллея с близкого расстояния. Это
дало возможность определить форму и размеры кометы. Ядро
кометы оказалось удлиненной формы с размерами 15x8x7.5 км и
объемом 370 ± 50 км5 (Szego, 1991). Из-за отсутствия прямых
определений массы кометы Галлея и некоторой неопределенности
в оценке плотности кометы от 0.2 до 1 г/см3 (Strazzulia, Johnson,
1991) масса кометы оценивается в пределах 0.61017 г до 4.2-1017 г.
На основании фотометрических наблюдений комет Э. Ремер
(Roemer, 1966), Л. Кресак (Kresak, 1973) и Ф. Уиппл (Whipple, 1978)
вычислили средние значения радиусов для короткопериодических
и долгопериодических комет. Данные приведены в таблице 5.5.
Здесь N— количество комет, на основании которых было вычис-
лено среднее значение радиуса R, R и R — минимальное и
максимальное значения радиуса кометы (в км). Указывается также
автор приведенной оценки и классификация комет по периодам.
Таблица 5.5
Радиусы комет
N ^min R р max
Короткопериодические кометы Ремер 18 0.3 1.1 2.5
Кресак 14 0.7 2.1 6.2
Долгопериодические кометы Ремер 9 0.5 3.1 16.5
Уиппл 3 3.1 4.0 5.6
Б. Донн и Дж. Рейх (Donn, Rahe, 1982) дают формулу, связы-
вающую размеры ядра кометы с ее звездной величиной и альбедо:
R = -0.2 т-0.5 [log р + log P(Q)] + log г + log D + 2.81, (7)
где m — звездная величина кометы, г и D — гелиоцентрическое и
геоцентрическое расстояния кометы в астрономических единицах,
Q — угол фазы, P(Q) — функция фазы и р — альбедо кометы.
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 119
Кометные ядра, как показывают фотометрические исследования
(Jewitt, Meech, 1988), имеют более вытянутую форму, чем
астероиды главного пояса. Это может быть следствием различных
причин: эволюции кометного ядра в поле солнечной радиации
(Medvedev, 1993), особенностей образования кометного тела в
протопланетном облаке, результатом разрушения родительского
тела на обломки неправильной формы вследствие самозакрутки
(Добровольский, 1980) или в поле тяготения какой-либо планеты.
Замечательный пример возможности такого разделения
продемонстрировала недавно комета Шумейкер-Леви 9 (Chapman,
1993), распавшаяся на большое (> 20) число фрагментов после
прохождения вблизи Юпитера. В июле 1992 года эта комета
прошла на расстоянии около 100 000 км от центра Юпитера, т.е.
проникла внутрь предела Роша. Согласно оценкам В. Д. Давыдова
(1981), для тела с плотностью порядка 1 г/см3 расстояние от
Юпитера, начиная с которого возможен приливной отрыв
фрагментов, составляет примерно 100 000 км. Оценки размера ядра
материнского тела, сделанные на основании анализа движения
отдельных фрагментов, лежат в диапазоне 1.4-10 км (Chemetenko,
Medvedev, 1994). В период с 16 по 22 июля 1995 года все фраг-
менты кометы Шумейкер-Леви 9, как было предсказано заранее
(Клумов и др., 1994), упали на Юпитер, вызвав значительные
возмущения в его атмосфере. Так пятно, образовавшееся на диске
Юпитера в результате падения фрагмента G (все фрагменты
кометы были обозначены буквами английского алфавита), уже
через 1 час 45 мин. достигло 9 тысяч км в диаметре (1.5 диаметра
Земли). Общее количество энергии, выделившееся при падении
осколков кометы, по оценкам различных авторов (Asphaug, Benz,
1994), находится в диапазоне 1О28-1О30 эрг или 105-107 мега-тонн
тротилового эквивалента.
Различным аспектам исследования движения, состава, размера,
происхождения и обстоятельств падения на Юпитер кометы
Шумейкер-Леви 9 (Ш-Л 9) посвящено большое число работ.
Отметим только некоторые из них.
Интересны результаты исследования разделения кометного ядра
при тесном сближении с Юпитером, изложенные в работе (Asphaug
and Benz, 1994). Предполагается, что кометное ядро, согласно
одной из моделей, является конгломератом гранул, “грудой
камней” (“rubble pile”). Результаты численного моделирования
120 Глава 5
показывают, что тесное сближение с Юпитером приводит к
разделению такого ядра не на несколько крупных фрагментов, а на
отдельные гранулы. Затем в этом облаке в результате действия сил
притяжения между гранулами образуются крупные фрагменты,
которые и были обнаружены наблюдателями. Длина цепочки
фрагментов, их расположение, количество и яркость воспроиз-
водятся, если родительское тело имело диаметр 1.5 км, плот-
ность — 0.5 г см-3, а число гранул составляло несколько тысяч.
Большой интерес вызывает и вопрос о происхождении кометы
Ш-Л 9. Точное численное интегрирование уравнений движения
назад от момента открытия кометы не позволяет решить одно-
значно этот вопрос из-за неточности полученных параметров
орбиты и значительного накопления ошибок при интегрировании
на большие интервалы времени. По-видимому, на орбиту времен-
ного спутника Юпитера комета Ш-Л 9 была захвачена. Но с какой
орбиты?
В областях пространства, близких к треугольным точкам
либрации Юпитера, находятся группы малых планет, называемые
троянцами. Эти малые планеты имеют устойчивые орбиты. В
последние десятилетия возникла идея о существовании некоторой
связи между астероидами-троянцами и короткопериодическими
кометами из-за спектрального сходства между астероидами В-типа,
которые преобладают среди троянцев, и неактивными кометными
ядрами. Так возникла идея о пополнении группы троянцев
кометными ядрами, с одной стороны, и увеличении семейства
комет за счет астероидов-троянцев — с другой.
Авторы работы (Marzari et al., 1995) предлагают механизм,
обеспечивающий связь между троянцами и короткоперио-
дическими кометами. Используя результаты лабораторного
моделирования столкновений тел с большой скоростью, они
показали, что около 20% фрагментов, образующихся в результате
столкновения двух троянцев, переходят на неустойчивые орбиты.
То, что такие столкновения вполне могли происходить, подтвер-
ждается наличием нескольких групп (или семейств) среди
троянцев, имеющих очень близкие собственные элементы. В
результате тесных сближений с Юпитером часть этих фрагментов
переходит на орбиты, неотличимые от орбит комет семейства
Юпитера, или становится временными спутниками Юпитера (как
комета Ш-Л 9). Часть фрагментов получает орбиты, пересекающие
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 121
орбиту Юпитера или приближающиеся к ней (как астероиды 944
Hidalgo, 2060 Chiron, 5145 Pholus). Оценки показывают, что из 160
известных сейчас короткопериодических комет несколько десятков
могут быть результатом столкновений в группе астероидов-
троянцев.
Комета Ш-Л 9 позволила найти объяснение еще одной проб-
лемы. Когда «Voyager-1» прошел через систему спутников
Юпитера в январе 1979 г., им были обнаружены несколько цепочек
ударных кратеров на поверхности Каллисто. Эти цепочки содержат
от 4 до 25 кратеров и достигают в длину 620 км. Сначала полагали,
что это вторичные кратеры, образовавшиеся в результате падения
одного тела, но поиски главного кратера оказались безуспешными.
Разделение кометы Ш-Л 9 привело авторов работы (Melosh,
Schenk, 1993) к мысли о том, что падение ранее разделившихся
комет могло быть ответственно, по крайней мере, за некоторые
образования на Каллисто. В поддержку этого предположения
служит и тот факт, что почти все (70%) цепочки кратеров на
Каллисто находятся на обращенной к Юпитеру полусфере, так же
как и три цепочки, обнаруженные на Ганимеде. Меньшее число
цепочек кратеров на Ганимеде может быть объяснено его более
молодой поверхностью. На Ганимеде цепочки в среднем короче,
чем на Каллисто, и это можно объяснить тем, что Ганимед
находится ближе к Юпитеру. Авторами выполнено численное
моделирование приливного разрыва и движения фрагментов до их
столкновения со спутниками Юпитера, в зависимости от несколь-
ких параметров: начального размера кометы, минимального
расстояния от Юпитера и начальной скорости удаления от
Юпитера. Оказалось, что родительские кометы были не более чем
10 км в диаметре. Приблизительная оценка общего числа разде-
лившихся комет показывает, что средняя частота таких событий
составляет примерно одно событие за 80 лет. Эта оценка совпадает
с наблюдениями разделений кометы Брукса 2 в 1886 г. и Ш-Л 9 в
1993 г.
8. Химический состав ядер комет
Уже первые спектроскопические наблюдения показали, что
спектры комет состоят из непрерывного фона и эмиссионных
молекулярных полос. Непрерывный спектр наблюдается, главным
122 Глава 5
образом, в центральной части головы кометы и в пылевых хвостах.
Непрерывный спектр обусловлен рассеянием солнечного света
частицами кометы на поверхности ядра и в ее атмосфере.
Среди молекулярных эмиссий в голове кометы были отождест-
влены полосы С2, CH, CN, ОН, NH, NH2 и ОН+, в хвосте — СО+,
СО+2, N2 (Swings, Haser, 1956). Во многих случаях исследователи
также отождествляют полосы в спектрах комет с полосами NO, О,,
О+2 и др. Кроме того, предполагается наличие в голове кометы
большого количества атомарного водорода, спектрально не
наблюдаемого. Все молекулы кометных атмосфер принадлежат к
свободным радикалам и появляются в результате диссоциации и
ионизации некоторых первичных, или “материнских” молекул.
Всесторонний анализ спектральных данных, выполненный
А. Фаулером (Fowler, 1910а, 1910b), Ф. Бальде (Baldet, 1926),
А. Аделем (Adel, 1937), П. Свингсом (Swings, 1943), С. Арпиньи
(Arpingy, 1965) и многими другими, постепенно сформировал
список родительских молекул : Н2О, СО2, СН4, NH,, С2Н2.
В дальнейшем этот список постоянно дополнялся. Так, в
качестве источников амина и имина А. Дельземм (Delsemme, 1982)
предлагает гидроксиламин NH ОН, формамид NH2COH, мочевину
CO(NH2)2 и глицин NH2 СН2 СООН. Отождествлены некоторые
Табл. 5.6
Химический состав ядра
элемент А количество атомов, % масса, %
Водород 1 43.9 4.2
Углерод 12 6.7 7.7
Азот 14 2.7 3.8
Кислород 16 40.2 65.5
Сера 32 1.0 3.1
Магний 24.3 1.9 4.5
Кремний 28 1.8 4.9
Железо 55.9 1.6 8.8
Никель +хром <55> 0.1 0.6
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 123
металлы : железо Fe, хром Сг, марганец Мп, никель Ni, кобальт Со
и ряд других металлов. Достаточно сложный вопрос, который
остается неразрешенным по настоящее время, — наличие натрия
Na в ядре кометы.
В работе А. Дельземма (Delsemme, 1982) указывается процент-
ный химический состав ядра кометы, который представлен в
таблице 5.6. В ней приведены следующие данные: химический
элемент, его атомный вес д, процентное содержание элемента в
комете по количеству атомов и по массе.
9. Сублимация вещества с поверхности кометы
Процесс сублимации вещества играет большую роль как в
физике, так и в динамике комет. В результате сублимации вещества
возникает достаточно плотная газовая и пылевая атмосфера (кома)
кометы. Сублимация также вызывает реактивное давление на
поверхность ядра и, вследствие этого, изменение орбиты и
вращения ядра, определяет температуру кометы.
Если при расчете величины сублимации рассматривать только
баланс энергии на поверхности кометы между притоком солнечной
энергии и ее уносом в виде фотонов и испарившихся молекул
сублиманта, то величина потока сублиманта с кометной поверх-
ности в зависимости от гелиоцентричекого расстояния может быть
выражена приведенным ранее соотношением (5.1) (см. раздел 3
данной главы). В зависимости от химического состава сублими-
руемого вещества устанавливатся равновесная температура и
величина потока сублиманта. В таблице 5.7 приведены газопроиз-
водительность кометы для различных веществ, определяющих
процесс сублимации.
В ней Zo — число молекул, сублимирующихся с единичной
площадки, находящейся в подсолнечной точке (местное зенитное
расстояние Солнца равно 0°) в единицу времени; То — равновесная
температура для невращающегося ядра; 7\ — средняя эффективная
температура для вращающегося ядра; г0 — расстояние, на котором
процесс сублимации для данного вещества прекращается.
124 Глава 5
Таблица 5.7
Газопроизводительность кометы для различных веществ
Вещество, определяющее сублимацию 2о-1О10 * * * * * * * 18 [мол. см‘2с‘1 ] То [К] Тг [К] Го а. е.
Азот 14.3 40 35 77.6
Угарный газ 13.0 44 39 62.5
Метан 10.6 55 50 38.0
Аммиак 3.7 112 99 9.7
Углекислый газ 3.5 121 107 8.3
Вода 1.7 215 195 2.5
Кома кометы образуется, как отмечалось выше, в результате
сублимации вещества с поверхности кометы. Спектроско-
пическими методами в коме комет обнаружены атомы: Н, О, С, S,
Na, К, Са, V, Мп, Fe, Со, N, Си; двухатомные молекулы: С2, СН,
CN, СО, CS, NH, ОН, S2; трехатомные молекулы: Н3, С3, NH3, HCN,
НСО, Н2О; многоатомные молекулы: NH3, СН3СН, ионы: С+, Са+,
СО+, N+2, Н2О+, H2S+, ОН+. По данным, полученным с борта
“Джотто”, был определен и процентный состав газовой компо-
ненты комы: 80% — водяной пар (Н2О); 10-12% — окись углерода
(СО); 2% — метан (СН4); 1.5% — углекислый газ (СО,); 1-2% —
аммиак (NH3); 1-2% — формальдегид (Н2СО). Было также
определено, что газопроизводительность кометы Галлея равна
примерно 18 т/с , а пылепроизводительность около 20 т/с (Reinhard,
1986).
10. Кометы и метеорные дожди
Каждая из комет, быть может, кроме новых, должна иметь
пылевой шлейф, состоящий из относительно крупных, до 0.05 см
в диаметре, пылевых частиц, движущихся приблизительно по той
же орбите, что и комета и распределенных вдоль всей ее орбиты.
При встрече Земли с подобным пылевым шлейфом частицы пыли
влетают в атмосферу Земли с огромными скоростями, дости-
гающими нескольких десятков километров в секунду, и становятся
видимыми из-за сильного нагрева и сгорания. Наблюдается так
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 125
называемый метеорный дождь.
Не случайно, что практически все известные метеорные потоки,
пересекающие орбиту Земли, по мнению многих авторов, связаны
генетически с кометами.
В таблице 5.8 приведены данные о метеорных потоках, пере-
секающих орбиту Земли. В ней приведены название, временной
интервал, на котором данный поток наблюдается, среднее число
метеоров в потоке, которое может быть зафиксировано за один час
при условии, если метеорный поток будет в зените и отсутствует
лунный свет, а также средняя скорость метеора (в км/с).
Табл. 5.8
Метеорные потоки, пересекающие орбиту Земли
Название Интервал Число Скорость
Qudrantids янв. 2 - янв. 4 50-120 42
Lyrids anp. 22 - anp. 23 15-251 48
h Aquarids anp. 21 - май 12 60 65.5
Daytime b Taurids июнь 24 - июль 6 30 30
S. d Aquarids июль 21 - авг. 29 30 42
N. d Aquarids июль 14 - авг. 25 20 42
Perseids июль 23 - авг. 23 60-120 59.4
Orionids окт. 2 - нояб. 7 35 66
Southern Taurids сент. 15- нояб. 26 15 27
Northern Taurids сент. 19- дек. 1 15 29.2
Leonids нояб. 14- нояб. 20 15 71
Geminids дек. 4 - дек. 16 90 34.4
Ursids дек. 17 - дек. 24 15 33
Заключение
Таким образом, кометы являются небесными телами, представ-
ляющими опасность для Земли в двух отношениях. Во-первых,
возможно падение ядра кометы на Землю, образование кратера и
возникновение других последствий ударного столкновения с
крупной космической массой. Возможен взрыв кометоподобного
126 Глава 5
тела в атмосфере, также способный вызвать опустошение на
значительной территории. Во-вторых, возможно прохождение
Земли через пылевой шлейф кометы. Непосредственно для Земли
такое прохождение не опасно, так как фрагменты твердого
вещества, падающие на Землю, малы. Но оно представляет
определенную опасность для космических аппаратов в около-
земном пространстве, так как возможна эрозия поверхности этих
аппаратов, а также оптических поверхностей в результате
столкновения с частицами пыли. В заключение в приложении 5.1
указываются названия известных комет, потенциально несущих
угрозу Земле. Это кометы, орбиты которых имеют минимальное
расстояние до орбиты Земли, меньшее чем 0.01 а.е. Здесь также
даются периоды обращений этих комет вокруг Солнца. В при-
ложении 5.2 мы приводим обстоятельства сближений (момент и
минимальное расстояние) короткопериодических комет с Землей на
интервале 1996-2000 гг.
Наконец подчеркнем, что нам известны далеко не все кометы.
Особенно опасны для Земли долгопериодические кометы из-за
непредсказуемости своего появления. Это еще раз свидетельствует
о необходимости организации постоянной мониторинговой службы
объектов, сближающихся с Землей.
Приложение 5.1:
Список комет, орбиты которых имеют минимальное
расстояние от орбиты Земли, меньшее чем 0.01 а.е.
Название Мин.расстояние (а.е.) Период (годы)
Biela .0014 6.65
Thatcher .0067 415.51
Giacobini-Zinner .0047 6.58
Schwassmann-Wachmann 3 • .0042 5.41
Tempel-Tuttle .0003 32.92
Grigg-Skjellerup .0074 5.12
IRAS-Araki-Alcock .0096 1004.33
Swift-Tuttle .0030 135.01
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 127
Приложение 5.2:
Обстоятельства сближений периодических комет с Землей
Мин.
Название Момент расстояние
(а.е)
1996 год
West-Hartley янв. 16.245 1.394782
Wild 4 янв. 30.597 1.582438
Honda-Mrkos-Pajdusakova фев. 4.269 0.181217
Spacewatch апр. 8.241 0.884153
Reinmuth 1 апр. 10.899 1.676494
Denning-Fujikawa май 7.806 1.532913
Gunn июнь 4.230 1.468382
Kopf f июль 9.306 0.565890
Shoemaker-Levy 9 июль 14.142 3.985813
Wirtanen сент. 8.931 1.493417
IRAS сент.22.177 0.964425
Pons-Winnecke сент.29.065 2.144551
Machholz окт. 6.758 0.885553
du Toit-Neujmin-Delporte окт. 9.884 1.591654
Parker-Hartley дек. 31.453 2.226063
1997 год
Helin-Roman-Crockett янв. 14.226 2.515884
Tritton янв. 25.709 0.781862
Shoemaker-Holt 2 фев. 10.813 1.924431
Wild 2 фев. 12.991 0.849162
Russell'4 март 18.321 1.265505
Boethin апр. 16.920 2.155478
Hartley 1 май 8.859 0.843701
Mrkos июнь 17.186 1.803338
Encke июль 4.818 0.189870
Johnson июль 20.644 1.404535
Helin-Roman-Alu 1 июль 27.506 2.742555
Kowal 2 сент. 8.950 1.833307
Grigg-Skjellrup сент.11.794 1.760056
Arend-Rigaux окт. 6.629 1.509962
128 Глава 5
Приложение 5.1.
(продолжение)
Мин.
Название Момент расстояние
(а.е.)
1997 год
Wilson-Harrington нояб.27.133 1.361364
Tsuchinshan 1 нояб.22.568 1.221660
Haneda-Campos нояб.26.261 0.896871
Gehrels 2 дек. 15.017 1.312041
1998 год
Taylor янв. 14.542 0.992379
Tempel-Tuttle янв. 15.494 0.340725
Hartley 2 янв. 21.340 1.048859
Wolf-Harrington янв. 25.500 1.140764
Russel 1 фев. 20.817 1.700038
Taramizawa апр. 8.061 1.657832
Peters-Hartley апр. 21.634 1.349742
Neujmin 2 май 2.015 0.927235
Bowell май 13.728 1.065340
Shoemaker 1 июль 19.444 1.905040
du Toit-Hartley июль 26.496 1.821952
Biela авг. 12.509 1.581690
Faye авг. 14.553 1.949606
Klemola окт. 15.978 1.521867
Schuster окт. 30.536 0.672720
Giacobini-Zinner нояб.26.798 0.850385
Lovas 1 дек. 6.327 0.8*67075
Skiff-Kosai дек. 22.376 1.836391
1999 год
Tsuchinshan 2 янв. 11.590 0.875863
Harrington-Abe11 янв. 14.067 0.797788
Bowell-Skiff янв. 31.660 1.210870
Singer-Brewster июнь 10.137 1.104811
Kowal-Vavrova июнь 17.150. 2.111949
Tempel 2 июль 12.180 0.653938
Динамика комет и их ядер, физические характеристики 129
(продолжение)
Приложение 5.1.
Название Момент Мин. расстояние (а.е.)
1999 год
Urata-Niij ima авг. 20.358 2.024644
Ciffгео авг. 22.621 1.958847
Forbes авг. 28.726 0.980625
Wiseman-Skiff сент .27.853 1.745816
West-Kohoutek-Ikemura сент .10.371 1.758892
Ge-Wang окт. 11.220 1.649507
Daniel окт. 27.517 1.792283
Giclas нояб .22.800 1.053091
Arend дек. 20.981 1.416694
2000 год
Kearns-Kwee янв. 11.840 1.537856
Kowal-Mrkos март 30.939 1.715463
Wild 1 апр. 2.828 1.253407
Encke июнь 23.517 0.222029
Tempel 1 июнь 16.493 0.607798
Clark июль 25.716 0.836941
Holmes окт. 28.736 1.617203
Wolf нояб . 3.176 1.751011
Lovas 2 дек. 8.173 1.666180
Shoemaker дек. 25.503 1.918750

Глава 6
МЕТОДЫ ОБНАРУЖЕНИЯ
НЕБЕСНЫХ ТЕЛ,
СБЛИЖАЮЩИХСЯ С ЗЕМЛЕЙ,
И СЛЕЖЕНИЯ ЗА НИМИ

Введение
Реализация намеченной в международных астрономических
кругах системы мер по обеспечению астероидной безопасности
Земли ставит перед наблюдательной астрономией сложную
задачу — открыть в околосолнечном пространстве по возможности
все достаточно крупные астероиды и кометы и выявить среди них
потенциально опасные объекты на орбитах, приводящих к стол-
кновению с Землей. Основная часть известных к настоящему
времени малых планет открыта с помощью фотографических
методов. В последние годы для наблюдений астероидов и комет
широко применяются электронно-оптические методы. Каждый из
этих двух способов регистрации астрономических изображений
имеет свои преимущества, и для поисков близких астероидов и
комет достаточно длительное время будут применяться оба метода.
1. Фотографические наблюдения
Астрофотография используется для поисков и наблюдений
малых планет уже в течение столетия (Черных, 1973). Способность
фотографического слоя накапливать слабые световые воздействия
при длительных экспозициях позволяет регистрировать довольно
слабые объекты. Применение фотопластинок большого формата
дает возможность получать на одном снимке изображение большой
площади звездного неба со всеми содержащимися в этом участке
объектами. Относительно высокая прочность фотослоя и его
стабильность обеспечивают высокую точность измерения коор-
динат звезд и других объектов на снимке. Длительная сохранность
134 Глава 6
фотослоя позволяет сравнивать положения объектов на снимках,
разделенных большими интервалами времени (десятилетиями),
возвращаться к анализу полученных когда-то снимков и уточнять
или проверять ранее сделанные измерения положений.
Наряду с достоинствами, сделавшими астрофотографию эффек-
тивным методом исследований, у фотографии есть существенный
недостаток, связанный с низким квантовым выходом фото-
эмульсий. У таких распространенных сортов пластинок, как Kodak
1 ОЗаО и ORWO ZU2, он не превышает 1%. Для образования
первичного центра скрытого изображения, которое затем усили-
вается при проявлении, зерно фотоэмульсии должно поглотить не
меньше 50-100 фотонов. Вся история развития фотографии связана
с непрерывным совершенствованием фотоматериалов и повыше-
нием их чувствительности. Новейшие фотоматериалы при спе-
циальной обработке имеют квантовую эффективность на уровне
нескольких процентов.
Анализ публикуемых в Minor Planet Circulars (МРС) результатов
показывает, что современные наблюдатели астероидов и комет
применяют самые разнообразные телескопы, различающиеся как
по конструкции, так и по размерам. Независимо от оптической
системы и размеров, все фотографические телескопы (астрографы)
имеют параллактическую (экваториальную) монтировку, которая
обеспечивает возможность вращения фотографической камеры
вокруг часовой оси и оси склонения. Дополнительно к главной
оптической камере астрограф должен иметь гид — вспомогатель-
ный телескоп примерно такого же фокусного расстояния, как у
фотокамеры, но обычно меньшего диаметра. Астрографы старых
конструкций, как правило, имеют электромеханические приводы
только для часового ведения и тонких движений по осям. Грубые
наведения в этом случае осуществляются вручную.
Гид устанавливается параллельно главной трубе и жестко с ней
связан. Подавляющее большинство астрографов имеет визуальный
гид с микрометром и окуляром, дающим увеличение 200-300 раз.
Телескопы новейших конструкций имеют фотоэлектрический гид,
автоматическое гидирование и компьютерное управление.
Старые классические астрографы, до сих пор находящие при-
менение в службе наблюдений малых планет, имеют линзовую
оптику. Среди достаточно мощных телескопов этого класса следует
отметить довольно широко распространенные двойные 40-см
Методы обнаружения ОСЗ 135
астрографы производства фирмы Карл Цейсс Йена с фокусными
расстояниями от 160 до 300 см.
В последние десятилетия в качестве астрографов все более
широкое применение получают зеркально-линзовые системы. Они
дают изображения более высокого качества, и обычно по опти-
ческой мощи превосходят инструменты старых конструкций.
Основным оптическим элементом, строящим изображение участка
звездного неба, в зеркально-линзовом телескопе является вогнутое
сферическое зеркало, а его аберрации исправляются дополни-
тельной коррекционной линзой. Системы различаются по типу
коррекционного элемента. В телескопе Шмидта корректором
служит пластина специальной формы, у которой центральная часть
действует как положительная линза, а края — как рассеивающая.
В системе Максутова в качестве корректора используется
мениск — выпукло-вогнутая линза. Существуют оптические
системы и с более сложными корректорами.
Ограниченное применение (в основном на любительских
обсерваториях) находят и телескопы-рефлекторы, но они имеют
малое поле зрения и поэтому малоэффективны. Возможности
астрографа как инструмента для поисков астероидов и комет и
измерения их координат определяются диаметром действующего
отверстия D объектива, величиной фокусного расстояния F и
угловыми размерами поля зрения, покрываемого фотопластинкой.
Оптическая мощь телескопа определяется рабочей площадью его
объектива. При фотографических наблюдениях проницающая
способность системы “телескоп + фотоэмульсия” зависит также от
времени накопления. Из опыта известно, что предельная величина
ти11т, достижимая при фотографировании звезд и других точечных
неподвижных источников с телескопом диаметром D (мм) при
экспозиции t (мин) на современных пластинках высокой чувстви-
тельности (типа Kodak ЮЗаО), может быть выражена следующими
соотношениями:
wiim=wo + 2-31g/’ m0= 5 lg О + Am, (1)
где Am = 1 для рефракторов, и Ат = 2 для рефлекторов и зеркально-
линзовых телескопов. При увеличении продолжительности
экспозиции выигрыш в одну звездную величину получается с
каждым утроением экспозиции. Однако, удлинение экспозиции
эффективно только до некоторого предела, за которым начинает
сказываться фон ночного неба. Продолжительность полезной
136 Глава 6
экспозиции Zmax зависит от величины относительного отверстия
А = D /F объектива астрографа:
А 1:1 1:2 1:3 Г.4 1:5 1:10
^тах 4 мин. 20 мин. 50 мин. 1.7 час. 3 час. 14 час.
В неблагоприятных условиях (подсветка неба наземным осве-
щением или Луной, наличие дымки) экспозиции приходится делать
короче. Астрографы малой светосилы менее требовательны к фону
неба, с ними можно вести наблюдения и в условиях городской
засветки неба, но они имеют сравнительно небольшое поле зрения
и малоэффективны при наблюдениях объектов с быстрым
движением. Из таблицы видно, что для астрографов малой
светосилы предельные возможности в отношении проницающей
способности никогда не реализуются, поскольку экспозиции более
двух часов на практике трудно осуществимы.
При фокусном расстоянии телескопа F, выраженном в мини-
метрах, масштаб изображения равен:
206265
м-—г~
(2)
Масштаб выражается числом секунд дуги в миллиметре на
пластинке. С величиной масштаба связана точность определения
координат объектов по измерениям снимка.
Важной характеристикой астрографа является размер поля
зрения. Для поиска новых объектов и при массовых обзорных
наблюдениях астероидов требуется, чтобы поле зрения астрографа
было достаточно большим. Угловой размер поля зрения опреде-
ляется конструктивными особенностями оптической системы
телескопа и размером применяемых пластинок.
2. Особенности фотографических наблюдений
движущихся объектов
Близкие астероиды отличаются, как правило, быстрым движе-
нием относительно звездного фона. Видимое движение астероида
на фоне звезд является результатом сложения орбитальных
скоростей астероида и Земли. Величина этой параллактической
Методы обнаружения ОСЗ 137
скорости зависит от гелиоцентрического расстояния астероида и
некоторых параметров его орбиты. Скорость видимого углового
движения астероида по эклиптическим долготе и широте Крв
оппозиции (т.е. когда Солнце, Земля и астероид находятся на одной
прямой) может быть найдена из выражений (Bowell, Skiff et al.,
1989):
v=—— )cosz - 1
x r - 1 r
(3)
к 1 I-----------
K =-----; - sinz,
0 r _ 1 r
где a, e, i — кеплеровы элементы орбиты; г — гелиоцентрическое
расстояние астероида; к = 0.017202 — гауссова гравитационная
постоянная. На угловом расстоянии АХ от точки оппозиции величина
скорости по долготе дается выражением (Rabinowitz, 1991):
г-3/2 - и
VK=k~------
К 1-и
г2-1 \
cos2 ДА /
-1/2
(4)
и = 1 +
В зависимости от условий топоцентрической проекции вектора
орбитальной скорости астероида его видимое движение на фоне
звезд может иметь скорость в пределах от долей градуса в сутки до
десятков градусов в сутки и самые разнообразные направления.
При фотографировании движущегося объекта его изображение
непрерывно “ползет” по эмульсии пластинки и накопление
световых воздействий происходит только в течение того отрезка
времени, за который объект на пластинке проходит поперечник
кружка наименьшего фотографического изображения. Если
топоцентрическая видимая скорость движения астероида равна
V секундам дуги за минуту времени, то эффективная продол-
жительность экспозиции в минутах равна
Md
to= V
(5)
где d — линейный размер наименьшего фотографического изо-
138 Глава 6
бражения (обычно d= 30 мкм.).
Предельная звездная величина астероидов mmov, которые оставят
свой след на пластинке, зависит от скорости движения астероидов
и может быть выражена следующим равенством:
т,„т = + 2.3 • lg( М• d) - 2.3 • 1g И, (6)
где V выражается в секундах дуги за минуту времени, а в зави-
симости от оптики телескопа = л?0 + 5, где mQ берется по (1).
Когда скорость видимого движения фотографируемого объекта
известна и не слишком велика, она может быть компенсирована
соответствующим дополнительным движением телескопа или
пластинки. В случае ведения патрульных обзорных наблюдений,
когда скорости астероидов, которые могут оказаться в фото-
графируемом поле, не известны заранее, предпочитают вводить
коррекцию за среднюю скорость движения астероидов по долготе.
Для астероидов главного пояса в области оппозиции она составляет
величину около 0.5" в минуту.
Дополнительная к звездному ведению скорость движения
телескопа задастся так называемым лунно-планетным приводом, а
на телескопах старых конструкций при визуальном гидировании —
периодическим смещением перекрестия нитей в поле зрения
микрометра в сторону, обратную движению астероида, и возвра-
щением ведущей звезды на перекрестие тонкими движениями
телескопа. Целесообразно делать на пластинке не одну длительную
экспозицию, а две или три более коротких экспозиции, из которых
первая или последняя должна быть более продолжительной. Это
позволяет однозначно определять направление движения объекта,
способствует повышению точности измерения следа объекта и дает
соответственно два или три положения астероида по одному
снимку.
Снижение предельной звездной величины фотографируемых
астероидов вследствие их движения особенно заметно при наблю-
дениях на длиннофокусных телескопах. Физически это выражается
в сокращении tQ при росте F. Очевидно, что для поисков и наблю-
дений быстрых (близких) астероидов сравнительно коротко-
фокусные телескопы предпочтительнее длиннофокусных.
Близкие астероиды, как правило (но не всегда), имеют большую
скорость видимого движения и на снимках выделяются среди
Методы обнаружения ОСЗ 139
других астероидов по длинным следам. Высокоточные астро-
метрические измерения дают возможность обнаруживать близкие
объекты по параллактическому смещению. Изменения координат,
вызванные параллактическим смещением при изменении часового
угла объекта, выражаются равенствами:
8 79”
(7(Да)л = —p-cos<p-sec<5-cos/-Д/,
(7)
879”
<У(Д<5)Л = -—-—p-cos<p-sin<5-sin/-Д/,
где Д — геоцентрическое расстояние объекта, р cos — известная
функция геоцентрической широты обсерватории, t и д — часовой
угол и склонение объекта, Дг — изменение часового угла в
радианах за единицу времени. Для небесного объекта, находя-
щегося на расстоянии Д = 0.1 а.е. от Земли и имеющего склонение
в пределах ±30°, при наблюдении на широте 45° и при положениях
объекта не слишком далеких от меридиана, параллактическое
смещение по прямому восхождению составит 15"-20" при
изменении часового угла на один час. Соответствующее смещение
по склонению будет в несколько раз меньше. Это характерное
изменение скорости движения астероидов позволяет приближенно
оценить расстояние до открытого объекта.
3. Определение экваториальных координат
Экваториальные координаты обнаруженных на снимках
астероидов определяются известными методами классической
фотографической астрометрии (Дейч, 1973; Киселев, 1989).
Уравнения связи
§ - I {x,y,ait b^Cy,... pi),
( . Ч (8)
»? = И (х,у,а2,д2,с2,... р2 )
между измеренными на негативе координатами х, у и танген-
140 Глава 6
циальными координатами %, т|, являющимися функциями эквато-
риальных координат а и &, должны учитывать конкретные
параметры снимка и условия определения координат. Коэф-
фициенты а, Ь, с,... р автоматически учитывают несовпадение
начал координат и ориентировки осей, масштаб, влияние рефрак-
ции, прецессии, нутации и аберрации.
Для определения положения одиночного объекта в центре
пластинки или нескольких объектов в малом поле зрения (попереч-
ником 1°-2°) вполне достаточную точность обеспечивают
линейные члены уравнений связи (метод шести постоянных, или
метод Тернера):
§ = а,х + Ь\У + с,,
, (8а)
г/ = а2х + Ь2у + с2.
В этом случае опорные звезды выбираются вокруг опре-
деляемого объекта на расстоянии не дальше 1 ° от него.
Для астрометрической редукции измерений широкоугольных
снимков в уравнениях связи необходимо учитывать некоторые
члены второго и третьего порядка. Например, при обработке
наблюдений на 40-см двойном астрографе в КрАО (поле зрения
10°х10° на пластинках 30x30 см) применяются уравнения с учетом
членов наклонности и кубической дисторсии:
§ = aix + biy + cl + d{x2 + е(ху + ftx (x2+j>2),
r] = a2x + b2y + c2 + d2y2 + e2xy + f2y (x2 + y2).
Астрометрическая редукция пластинок, снятых с широко-
угольными телескопами Шмидта, требует включения допол-
нительных членов, учитывающих смещение изображений звезд в
результате того, что пластинка при фотографировании выгибается
в соответствии с кривизной поля телескопа, а при измерении
пластинка должна быть плоской. В этом случае связь между
измеренными координатами х,у и тангенциальными ц должна
иметь вид (de Vegt,1979):
Методы обнаружения ОСЗ 141
£ = а{х +bty +С| + dx2 + еху + fx (х2 + у2) +
+ g (Зх2 +y2) + h-2xy,
ri = а2х+b2y + с2 + dxy + еу2 + fy (х2 + у2)+ (8с)
+ g-2xy + h (х2 +3^2).
Обработка Паломарских пластинок 6.5°х6.5° (36x36 см) при
подготовке каталога опорных звезд для 2.4-м космического
телескопа Хаббла производилась с учетом 10 параметров по
каждой координате.
Для надежного определения постоянных пластинки число
опорных звезд при их равномерном распределении по полю
должно быть по крайней мере в два раза больше числа опреде-
ляемых параметров. С другой стороны, слишком большое (больше,
чем пятикратное) число опорных звезд брать нерационально,
поскольку это не дает реального повышения точности, но
увеличивает трудоемкость обработки. В случае автомати-
зированных измерений и редукции, когда некоторое увеличение
объема работы не имеет существенного значения, предпочитают
использовать все каталожные звезды, содержащиеся на пластинке.
В качестве источника опорных звезд следует рекомендовать два
современных астрометрических каталога: Positions and Proper
Motions Star Catalogue (PPM, 1991) и Guide Star Catalogue (GSC).
PPM дает положения и собственные движения около 380 тысяч
звезд обоих полушарий неба в системе J2000. Он содержит все
звезды до десятой величины включительно и некоторые более
слабые звезды. Точность приведенных в нем положений ха-
рактеризуется средней ошибкой ±0.3" по каждой координате для
звезд северного полушария и ±0.1" — для южного. Каталог
опубликован в виде четырех объемистых томов большого формата.
Он распространен также в машиночитаемом виде, на магнитных
дискетах, и это делает его использование удобным при выполнении
редукционных вычислений на персональных компьютерах. GSC
был создан в Научном Институте Космического Телескопа для
обеспечения точного наведения космического телескопа Хаббла
(Laskar et al., 1988). Каталог получен в результате сканирования
142 Глава 6
пластинок известного Паломарского Атласа с помощью авто-
матических измерительных машин PDS и последующей редук-
ционной обработки измерений. Положения звезд измерены в нем
со средней ошибкой около 0.3". Звездные величины звезд
определены с ошибкой около 0.4т. Он содержит около 20 млн звезд
от 9 до 16 звездной величины и записан на компактных лазерных
дисках. Работа над ним продолжается, но он уже получил широкое
распространение и применяется сейчас многими обсерваториями
для обработки наблюдений малых планет и комет.
Точность определения экваториальных координат объекта
астрографическим методом зависит от точности измерения
положений объекта на пластинке, принятой редукционной модели
и влияния ошибок в измеренных и каталожных положениях
опорных звезд. При правильном выборе модели редукции и
достаточном количестве опорных звезд влияние ошибок измерения
и каталожных положений звезд оказывается ослабленным пример-
но в пт раз, где п — число опорных звезд. Ошибка измерения
прямоугольных координат самого определяемого объекта целиком
входит в результат определения его экваториальных координат.
Ошибка наведения на длинный и обычно слабый след быстрого
астероида может быть в несколько раз больше ошибки наведения
на правильные симметричные изображения звезд. При измерении
положений длинных следов делается наведение на их концы, а они
обычно видны нечетко. В результате точность астрометрических
наблюдений быстрых астероидов оказывается ниже той точности,
которую способен обеспечить данный астрограф.
4. Электронно-оптические методы позиционных
наблюдений
Фотоэлектронные способы получения изображений дают по
сравнению с фотографией существенный выигрыш в проницающей
способности, поскольку квантовая эффективность электронно-
оптических приемников в десятки раз выше, чем у фотографи-
ческой эмульсии. Поэтому такие оптико-электронные приборы, как
ЭОП и телевизионные передающие трубки, давно применяются для
наблюдений небесных объектов с быстрым движением — в первую
очередь, различных искусственных космических объектов. В
Методы обнаружения ОСЗ 143
Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) в течение
многих лет проводились позиционные наблюдения за полетом
советских космических аппаратов, запускавшихся к Луне, Марсу и
Венере. 2.6-м рефлектор ЗТШ, оснащенный телевизионной
камерой, позволял наблюдать запущенные к Луне аппараты до
расстояний 300 тыс км. На таком расстоянии они имели блеск 17-
18 звездной величины и скорость видимого движения около одной
секунды в секунду времени. Положения объектов определялись с
помощью координатной системы телескопа с ошибкой ±2". Эта
установка использовалась для наблюдений близкого прохождения
астероида Икар в июне 1968 г., когда он находясь на расстоянии
8 млн км от Земли, был виден как объект 14—14.5 величины и имел
видимую скорость движения среди звезд 0.6" в секунду. В течение
двух часов наблюдений было сделано 37 измерений координат;
средняя ошибка измерений координат оказалась ±1.2" по прямому
восхождению и ±1.8" по склонению (Добронравии и др., 1970).
Телевизионный сигнал может быть введен в ЭВМ, что позво-
ляет определять положение и яркость наблюдаемых объектов
почти в реальном времени. Автоматизированные телевизионные
установки для наблюдений искусственных спутников Земли были
созданы в Алма-Ате (Демченко и др., 1990) и Иркутске (Караваев
и др., 1995).
В США телевизионная астрометрическая установка для наблю-
дений искусственных спутников в реальном времени была создана
в конце 70-х годов в Линкольновской лаборатории (Сокорро, Нью
Мексике). На основе этой разработки была развернута глобальная
сеть наблюдательных пунктов с использованием телескопов
диаметром 1 м. Сеть получила название GEODDS — Ground-based
Electro-Optical Deep Space Surveillance (наземная служба электрон-
но-оптического слежения за космосом). Экспериментальная
установка в Нью-Мексико на 80-см телескопе в течение ряда лет
использовалась для наблюдений малых планет (Taff, 1980).
Установка позволяла наблюдать объекты до 16 величины при
времени накопления 90 секунд. С ней было открыто довольно
много новых астероидов, из которых 11 получили постоянные
номера, и определено несколько сот положений известных малых
планет, но на этом работы прекратились. Точность определения
координат астероидов оказалась сравнительно невысокой — не
лучше 2"-3", а в некоторых случаях уклонения достигали 10". Как
144 Глава 6
известно, электромагнитная оптическая система телевизионной
камеры, обычно сочлененной с ЭОПом, обладает большими иска-
жениями изображения по полю (S-образная дисторсия электро-
магнитной оптики). Средства, применяемые для ее учета (введение
в поле зрения эталонной прямоугольной сетки), не решают
проблему до конца. Из-за этого своего недостатка телевизионная
астрономия не стала основным средством наблюдений и поисков
астероидов.
Более перспективным оказалось применение твердотельных
фоточувствительных приборов с зарядовой связью (ПЗС). Основу
ПЗС- матрицы составляет монокристалл полупроводника (обычно
кремния), на плоской поверхности которого нанесено большое
число площадок металла, образующих геометрически правильную
структуру. Каждая металлическая площадка вместе с подложкой
образует элементарный конденсатор, способный накапливать
возникающие под действием света электроны. Считывание сигнала
производится путем последовательного переноса заряда вдоль
столбцов в следующие строки. С последней строки заряды посту-
пают на усилитель и на аналого-цифровой преобразователь.
Считыванием и анализом сигналов управляет компьютер. Совре-
менные ПЗС-матрицы имеют высокую квантовую эффектив-
ность — до 80%, причем в широком спектральном диапазоне.
Выпускаются матрицы с разными размерами светочувствительных
элементов (пикселей) в пределах от 3x3 до 30x30 мкм и с числом
элементов до 4096x4096. Пиксели матрицы реализуют неизменную
систему прямоугольных координат, что обеспечивает надежное
определение координат изображений объектов в поле, покры-
ваемом матрицей. Обычно изображение звезды занимает площадь
в несколько пикселей, тогда путем анализа распределения энергии
по пикселям положение центра изображения определяется с точ-
ностью до 0.1 размера пикселя или еще точнее.
Важнейшим преимуществом ПЗС по сравнению с фотографией
является непосредственное получение изображения участка
звездного неба в оцифрованном виде, что позволяет при наблю-
дениях малых планет проводить компьютерную обработку полу-
ченных изображений и отождествление астероидов почти в реаль-
ном времени. Применение ПЗС произвело переворот в методах
наблюдений астероидов и комет и во всей астрометрии. Наблюда-
тельная установка, состоящая из телескопа с ПЗС-камерой и
Методы обнаружения ОСЗ 145
компьютером с необходимым программным и информационным
обеспечением, позволяет выявить астероиды на фоне звезд,
определить их экваториальные координаты привязкой к звездам
опорного каталога, отождествить выявленные астероиды с
каталожными объектами, имеющими известные орбиты, а при
открытии нового объекта — определить из полученной серии
наблюдений предварительную орбиту нового объекта и предвы-
числить его положение на моменты будущих наблюдений.
Отсутствуют затраты времени на фотографирование, проявление,
просмотр пластинок, отождествление найденных на снимках
изображений, измерение пластинок. Результаты получаются
практически одновременно с процессом наблюдений.
Наблюдения с ПЗС-камерой могут производиться как с обыч-
ным астрографом — путем покадровой регистрации изображений
участков неба. Суточное движение звезд отслеживается часовым
ведением телескопа. Чаще применяется метод сканирования
участка неба неподвижным телескопом, как с пассажным ин-
струментом, установленным в произвольном часовом угле. В этом
случае сопровождение изображений осуществляется электронным
способом. Скорость передачи сигналов от столбца к столбцу
матрицы задается равной скорости перемещения изображения
звезды по поверхности матрицы. Накопление сигнала от звезды
происходит в течение времени прохождения звездой всех столбцов
матрицы. В принципе сканирование может вестись и с иной
скоростью — быстрее или медленнее суточного движения. Ска-
нирование может быть задано движением телескопа по склонению
одновременно с часовым ведением. Режим сканирования выби-
рается исходя из конкретных особенностей наблюдательной
установки и предельной звездной величины объектов наблюдений.
В результате сканирования регистрируется полоса неба, длина
которой соответствует продолжительности и скорости скани-
рования, а ширина определяется размерами матрицы.
Для обнаружения движущихся объектов сканирование участка
неба повторяется и производится сравнение положений всех
изображений. Однако это еще не исключает возможных случаев
неверного отождествления, поэтому чаще делается три скани-
рования, которые анализируются совместно.
Редукционная обработка изображений и вычисление эквато-
риальных координат объектов в ПЗС-кадре производится мето-
146 Глава 6
дами, принятыми в фотографической астрометрии (Gehrels et al.,
1986).
Предельная звездная величина регистрируемых объектов зави-
сит от эффективного диаметра телескопа D, квантовой эффек-
тивности приемника Q, размеров изображения звезды на матрице
Z), времени накопления г, принятого значения отношения сигнала
к шуму s/n, а также от яркости фона неба /1 (Harris, 1994):
dJqi
'и“"’м+2Л'18иЖ' (9)
Фон неба ц выражается в звездных величинах с квадратной
секунды дуги, D в метрах, А определяется стороной квадрата из
целого числа пикселей, покрываемых изображением звезды, и
выражается в секундах дуги, экспозиция выражается в секундах
времени. Коэффициент к зависит от параметров установки и близок
к 1.
Первыми опытами применения ПЗС-приемников в поисках и
астрометрии малых планет были работы Т. Герелса, начатые им в
1983 г. на 91-см телескопе («Spacewatclw-телескоп) обсерватории
Стюарда Аризонского университета (Gehrels et al., 1986). Начиная
с 1984 года, результаты группы Герелса регулярно публикуются в
Minor Planet Circulars. Методы, разработанные Герелсом и его
сотрудниками, и результаты, полученные ими в этой новой области
наблюдательной астрономии, во многом способствовали распрос-
транению ПЗС-технологии и применению ее другими наблю-
дателями малых планет и комет.
Публикуемые в МРС материалы наблюдений показывают, что
к настоящему времени с ПЗС-приемниками работает половина всех
участников международной службы малых планет. В 1994 году с
ПЗС-телескопами определено свыше 40% всех измеренных поло-
жений малых планет. Больше половины этих наблюдений (около
20 тыс. положений) получено с телескопом «Spacewatch».
Ежемесячно группа Герелса наблюдает до двух тысяч астероидов
главного пояса и открывает в среднем два астероида, близких к
Земле. Всего к середине 1995 г. с этим телескопом открыто 94
астероида, сближающихся с Землей. Впервые в истории наблю-
дений малых планет были открыты объекты предельно малых
размеров — до нескольких метров — в непосредственной близости
от Земли.
Методы обнаружения ОСЗ 147
Слабым местом этого метода является сравнительно малая
площадь ПЗС-матриц. Матрица размером 2048x2048 (2кх2к),
которую можно считать уже достаточно крупноформатной, имеет
линейные размеры около 30x30 мм и способна покрыть поле не
более 0.5-1 квадратного градуса. В перспективе такой проблемы не
будет. Производство ПЗС-детекторов непрерывно совершен-
ствуется, и формат выпускаемых матриц возрастает — уже
имеются матрицы размером 4kx4k и ожидается появление матриц
еще более крупных форматов. Другой путь обеспечения больших
полей с ПЗС-приемниками состоит в применении мозаик из
нескольких отдельных матриц. Однако с расширением площади
приемника возникает новая проблема — чрезвычайно возрастает
объем снимаемой с приемника информации, и требуются особо
мощные компьютеры, способные перерабатывать гигабайты
единиц информации, получаемой за одну только ночь наблюдений.
5. Каталог близких астероидов
Число астероидов размером не меньше километра на близких к
Земле орбитах оценивается примерно в две тысячи. Пока известна
лишь сравнительно небольшая часть их. Благодаря организации
программ поиска таких объектов на некоторых обсерваториях мира
в последние годы число открытий близких астероидов существенно
возросло — в целом сейчас ежегодно открывается до 50 новых
АСЗ.
На Паломарской обсерватории служба поисков близких асте-
роидов регулярно ведется с 1973 г. Наблюдения проводятся в ос-
новном с 46-см фотографическим телескопом Шмидта. Телескоп
имеет поле зрения 8.7° и способен фотографировать объекты до
18.5 звездной величины. Работающие на нем две группы на-
блюдателей, одну из которых возглавляет Э. Хелин, а другую
Ю. Шумейкер, ежегодно фотографируют до 2000 отдельных
участков неба и открывают 10-15 АСЗ (Helin, Dunbar, 1990).
Половину всех открытий АСЗ в последние годы дает группа
Т. Герелса с телескопом «Spacewatch» на обсерватории Китт-Пик.
При времени накопления 147 с телескоп регистрирует объекты 21
звездной величины (Rabinowitz, 1991; Scotti, 1993).
В южном полушарии регулярные поиски АСЗ ведутся с 1991 г.
на австралийской обсерватории Сайдинг Спринг. Используются
148 Глава 6
два телескопа: фотографический 1.2-м Шмидт, принадлежащий
Великобритании, и 1-м рефлектор с ПЗС-камерой. В последнее
время здесь ежегодно открывается от 5 до 9 АСЗ ( Steel et al., 1993).
На середину 1995 г. каталог известных АСЗ насчи-тывал 350
объектов (Виноградова и др., 1995). Свыше 80% этих объектов
открыты на пяти обсерваториях:
Табл. 6.1.
Число открытых АСЗ
Обсерватория Телескоп Число откр. планет:
всего нумер. ненумер.
Паломар 122-см Шмидт,
46-см Шмидт 145 61 84
Китт-Пик 91-см рефл.+ПЗС 94 5 89
Сайдинг Спринг 122-см Шмидт,
100-см рефл.+ПЗС 40 9 31
Южн.Европ.Обе. 100-см Шмидт 10 5 5
Лазурный Берег 90-см Шмидт 6 2 4
Остальные 55 астероидов открыты на 33 разных обсерваториях
в ходе наблюдений обычных малых планет или при выполнении
других наблюдательных программ. Даже такие обсерватории, как
Гейдельбергская и Крымская, открывшие в сумме свыше четверти
всех занумерованных к настоящему времени планет, дали еди-
ничные открытия близких астероидов (4 — Гейдельберг и 2 —
КрАО). Это наглядно показывает, что обычные программы
слежения за малыми планетами, даже ведущиеся с достаточно
крупными телескопами, не в состоянии обеспечить открытие
громадного числа остающихся неизвестными АСЗ. Для этого
необходима специально ориентированная программа наблюдений,
соответствующим образом оснащенная и подчиненная опти-
мальной стратегии.
Методы обнаружения ОСЗ 149
6. Планы создания наблюдательных сетей для
поиска АСЗ
В 1991 г. Рабочей группой НАСА по выявлению объектов,
сближающихся, с Землей, был выдвинут план (Morrison, 1992)
создания наблюдательной сети из шести больших телескопов,
размещенных в обоих полушариях Земли. Это должны были быть
телескопы Шмидта диаметром 2.5 м с относительным отверстием
F/2 и полем зрения 2 градуса. В качестве приемника планировалось
использовать мозаику из четырех ПЗС матриц 2048x2048, что
обеспечивало бы поле 2.0°х0.5°. Было подсчитано, что если
каждый телескоп будет ежемесячно наблюдать площадь неба 6000
квадратных градусов с регистрацией объектов до 22 звездной
величины, то за 10 лет работы будет открыто около 80%, а за два
десятилетия — больше 95% астероидов крупнее 1 км. В результате
такого обзора за два десятилетия было бы открыто более 20 000
близких к Земле астероидов размерами от 200 м до 1 км и до 1000
короткопериодических комет. Расходы на осуществление этого
плана оценивались в 50 млн долларов на создание сети и по 10 млн
долларов ежегодно на работу. Однако проект не получил под-
держки Конгресса США, и средства на его реализацию выделены
не были.
Учитывая трудности осуществления проектов, рассчитанных на
строительство новых больших телескопов, астрономы разных
стран предлагают планы организации наблюдательной сети на базе
уже существующих телескопов. (Harris, 1995).
Т. Герелс планирует заменить 91-см «Spacewatchw-телескоп на
более мощный, с зеркалом 182 см. Это повысит не только про-
ницающую способность, но и производительность — в результате
увеличения поля зрения и сокращения времени накопления.
В обсерватории Ловелла (Флагстафф, Аризона) в скором вре-
мени должны начаться наблюдения на 58-см телескопе Шмидта с
ПЗС-мозаикой, покрывающей поле зрения около 10 квадратных
градусов.
Планируется также подключить к программе поиска близких
астероидов работающую в составе аэрокосмической службы США
наземную систему электронно-оптического слежения за ближним
космосом GEODSS, оснащенную широкоугольными телескопами
диаметром 1 м.
150 Глава 6
А. Харрис проанализировал возможности этих разнородных
инструментов (нового 182-см “Spacewatch”, 58-см телескопа обсер-
ватории Ловелла и 1-м телескопа службы слежения за спутниками)
и пришел к выводу, что каждый из них в состоянии обеспечить
открытие 80% объектов размером свыше 1 км за 10 лет непре-
рывной работы, если осмотр неба будет производиться со
скоростью не меньше 130 квадратных градусов за час и ежемесячно
наблюдения будут полностью покрывать видимую часть ночного
неба. При совместной работе трех телескопов за 10 лет будет
обеспечено открытие 90% объектов в тех же пределах размеров.
Близится к завершению работа по организации наблюдений
АСЗ на 90-см телескопе Шмидта обсерватории Лазурный Берег
(Maury, 1994). В 1993 г. на телескопе установлена матрица
2048x2048, дающая поле зрения 33 минуты дуги. С ней проводятся
пробные наблюдения. Рабочая камера будет иметь 9 матриц такого
же формата, размещенных в двух вертикальных рядах: 5 матриц в
первом ряду, 4 во втором, с промежутками между матрицами
немного меньше размера матрицы. При наблюдениях методом
сканирования камера будет способна за полчаса покрыть 40
квадратных градусов, за ночь — до 600, а за год — около 60 000
квадратных градусов, если наблюдения будут вестись в течение
двух недель в каждую лунацию. Ожидается, что за год будет
открываться около 200 новых объектов, близких к Земле, и более
50 000 объектов главного пояса астероидов до 21 звездной вели-
чины. Переработка информации,.снимаемой с камеры, составит
серьезную проблему, поскольку потоки информации будут
чрезвычайно большими — до 16 гигабайт за ночь при обычном
режиме работы с регистрацией объектов до 21 величины, а при
самом быстром режиме, обеспечивающем предельную величину
19.5т, за ночь будет покрываться 2700 квадратных градусов,
информационный объем которых составит 72 гигабайта.
Ни на одной из отечественных обсерваторий до сих пор ПЗС-
матрицы для поисков и наблюдений малых планет не применялись.
Первый телескоп, оборудованный для автоматического открытия
близких астероидов с помощью ПЗС-техники, в недалеком
будущем начнет работать в Крымской астрофизической обсер-
ватории. Развивая сотрудничество ИТА с КрАО в области
совместных наблюдений малых планет, А. Г. Сокольский пред-
ложил восстановить имеющийся в КрАО светосильный 64-см
Методы обнаружения ОСЗ 151
телескоп системы Рихтера-Слефогта, оснастить его ПЗС-камерой и
применить для регулярных поисков АСЗ. На средства, выделенные
Международным институтом проблем астероидной опасности,
была изготовлена монтировка к телескопу и телескоп установлен
в одном из павильонов в КрАО. В июне 1995 года на нем были
начаты фотографические наблюдения. Первым успешно сфото-
графированным объектом был астероид 1991 JX во время его
сближения с Землей (теперь этот астероид получил номер и имя:
6489 Golevka).
Оснащение телескопа ПЗС-камерой ожидается в 1996 году. На
первом этапе освоения новой для крымских наблюдателей
методики будет использоваться ПЗС-матрица отечественного
производства с числом элементов 1040x1160 и размерами эле-
ментов 16x16 мкм. Линейным размерам этой матрицы в фокусе 64-
см телескопа соответствует поле 64x72 кв. минуты дуги. 30-
минутное сканирование позволит пронаблюдать поле 8 квадратных
градусов, а наблюдения в течение ночи — около 50 квадратных
градусов. За год можно рассчитывать пронаблюдать площадь неба
до 6000 квадратных градусов, т.е. 1/3 площади эклиптикальной
полосы шириной 60°. Возможное число открытий близких асте-
роидов на этой площади, вычисленное на основании данных
Э. Хелин и Р. Данбар (Helin, Dunbar, 1990), следующим образом
зависит от их звездной величины :
Звездная величина V 16 17 18 19 20
Число АСЗ 0.6 1.5 3.7 9.3 23.4
Количество астероидов главного пояса на той же площади неба,
покрытой наблюдениями, должно быть следующим (van Houten et
al., 1970):
Звездная величина V 15 16 17 18 19 20
Число астероидов 600 1300 3100 7500 18000 43000
В дальнейшем этот наблюдательный комплекс должен стать
своего рода экспериментальной базой отработки методики и
накопления опыта для развертывания в СНГ наблюдательной сети
службы астероидов, приближающихся к Земле.
Инструментальные возможности обсерваторий России и стран
СНГ вполне позволяют создать такую наблюдательную сеть для
152 Глава 6
поисков и наблюдений АСЗ (Сокольский, 1993). Телескопы,
пригодные для решения этой задачи, имеются на многих обсер-
ваториях. Это 40-см астрографы, 42-см камеры СБГ системы
Шмидта, 50-см телескопы Максутова и более мощные телескопы.
При оснащении их ПЗС-приемниками, а такие планы существуют
в МИПАО, с ними можно будет наблюдать астероиды до 19-20
звездной величины. Астероидная наблюдательная сеть СНГ в
наиболее полном виде могла бы иметь состав, приведенный в
таблице 6.2 на следующей странице (в таблице X, <р, Н — долгота,
широта и высота обсерваторий).
Большая протяженность сети по долготе является важным
фактором, дающим некоторую гарантию от неблагоприятных
проявлений погоды и возможность обзора при согласованных
действиях большей площади неба за счет удлинения наблюдатель-
ного интервала времени (Chernykh, Sokolsky, 1995).
7. Наблюдения с помощью космических
телескопов
Вынос телескопа в космос дает большие преимущества перед
наземными наблюдениями:
1. Отсутствие ограничений суточного цикла и метеороло-
гических помех. Наблюдения могут вестись длительное
время без перерывов, благодаря чему полный осмотр всего
неба может быть выполнен за сравнительно короткий срок.
2. Возможность наблюдения почти всей небесной сферы.
Наблюдениям доступны области неба, сравнительно
близкие к Солнцу. Это дает возможность открыть объекты,
орбиты которых почти целиком лежат внутри орбиты
Земли.
3. Повышение проницающей способности телескопа. В
отсутствии атмосферы размер изображения в телескопе
близок к дифракционному. Соответственно повышается
концентрация энергии в изображении и возможность
регистрации предельно слабых объектов.
Методы обнаружения ОСЗ 153
Табл. 6.2.
Астрономические обсерватории и инструменты СНГ,
на которых возможны наблюдения АСЗ
Обсерватория л град. ф град. Н м Телескоп, D/F см
Ужгород, Украина 22.3 48.6 200 Шм 42/80
Голосеево, Украина 30.5 50.4 200 Астр 40/200
Лесники, Украина 30.5 50.4 200 Рефл 70/210
КрАО, Научный, Украина 34.0 44.7 600 Астр 40/160
КрАО, Научный, Украина 34.0 44.7 600 Р-Сл 64/90
КрАО, Симеиз, Украина 34.0 44.4 360 Рефл 100/300
КрАО, Симеиз, Украина 34.0 44.4 360 Шм 42/80
Звенигород, Россия 36.8 55.7 200 Астр 40/200
Звенигород, Россия 36.8 55.7 200 ВАУ 50/70
САО, Россия 41.4 43.6 2100 Рефл 600/2400
САО, Казан.ст., Россия 41.4 43.6 2100 Астр 40/200
Абастумани, Грузия 42.8 41.8 1600 Макс 70/210
Бюракан, Армения 44.3 40.3 1500 Шм 100/200
Бюракан, Армения 44.3 40.3 1500 Шм 53/180
Коуровка, Урал, Россия 59.5 57.1 500 Шм 42/80
Душак, Туркмения 58.7 37.9 2000 Рефл 100/180
Майданак, Узбекистан 66.9 37.8 2000 Рефл 100/300
Китаб, Узбекистан 66.9 39.1 650 Астр 40/300
Санглок, Таджикистан 69.0 38.2 2000 Рефл 100/300
Гиссар, Таджикистан 68.7 38.5 800 ВАУ 50/70
Гиссар, Таджикистан 68.7 38.5 800 Астр 40/200
Алма-Ата, Казахстан 77.0 43.2 3500 Шм 42/80
Алма-Ата, Казахстан 77.0 43.2 1500 Макс 50/120
Алма-Ата, Казахстан 77.0 43.2 2800 Рефл 100/300
Монды, Иркутск, Россия 101 52 2000 Рефл 70/300
Уссурийск, Россия 132 44 200 Астр 40/300
Астр — астрограф; Макс — телескоп Максутова; Рефл — рефлектор;
Р-Сл — камера Рихтера-Слефогта; Шм — камера Шмидта.
154 Глава 6
4. Расширение доступного спектрального диапазона. Воз-
можность наблюдений в ультрафиолетовой и инфракрас-
ной частях спектра важна для исследования физической
природы астероидов.
Однако чрезвычайно высокая стоимость космических проектов
делает планы исследования астероидов из космоса пока трудно-
осуществимыми. И в нашей стране, и за рубежом было разработано
несколько проектов космических телескопов для исследования и
открытия астероидов, но ни один из них пока не реализован.
8. Радарные наблюдения
Радиолокационные наблюдения близких астероидов стали уже
привычным методом исследования, позволяющим измерять
расстояние и лучевую скорость астероида с точностью, недос-
тупной для оптических методов, а также получать информацию о
размерах, периоде вращения и некоторых характеристиках
поверхности астероида. Проведены радиолокационные иссле-
дования нескольких десятков астероидов главного пояса и более
двух десятков АСЗ (Ostro et. al., 1989). Недавние тесные сближения
с Землей астероидов 4179 Toutatis (декабрь 1992 г.) и 6489 Golevka
(июнь 1995 г.) успешно наблюдались отечественными радио-
астрономами с Евпаторийским 70-м радиолокатором в Крыму
(Зайцев и др., 1992; 1993; 1995).
В последнее время высказываются идеи использовать радио-
локационное зондирование для обнаружения приближающихся к
Земле астероидов и комет. Радиолокация, в отличие от оптических
наблюдений, способна работать как ночью, так и днем, и вне
зависимости от погоды. Однако реализовать эти преимущества
чрезвычайно трудно, поскольку астрономические радиотелескопы
имеют слишком узкую диаграмму направленности (малое поле
зрения). Было высказано предложение (Гусев, 1992; Бондаренко и
Гусев, 1995) использовать для этой цели радиолокационные
системы (РЛС) вооруженных сил России и США, предназначенные
для обнаружения баллистических ракет на дальних расстояниях.
Они способны обнаружить объекты размерами 10-100 м на
расстояниях до сотен тысяч километров, поэтому предлагается
использовать РЛС в качестве последнего эшелона в комплексной
системе обнаружения опасных астероидов, в которой роль первого
эшелона отводится оптическим телескопам.
Заключение
Среди известных методов обнаружения опасных космических
объектов наиболее эффективными в настоящее время являются и
останутся (по крайней мере, в ближайшем будущем), наземные
оптические наблюдения. Основную роль в обнаружении асте-
роидов и комет, движущихся во внутренней зоне Солнечной
системы, предстоит выполнить автоматизированным астро-
номическим телескопам, оснащенным крупноформатными ПЗС-
приемниками. На первых этапах ведения службы поиска, когда ос-
новной задачей будет выявление крупных объектов (километровых
размеров), большой объем открытий дадут фотографические
телескопы. По мере открытия все более мелких объектов доля
участия астрографов в поисковой программе будет снижаться, но
они будут активно использоваться для астрометрических наблю-
дений доступных им объектов.
Существенный вклад в исследования слабых астероидов в свое
время даст осуществление проектов запуска широкоугольных
космических телескопов, но это дело более отдаленного будущего.
Радиолокационные наблюдения останутся важным, но вспомо-
гательным средством решения проблемы астероидной безопас-
ности, обеспечивая возможность уточнения параметров движения
опасных объектов и определения их физических характеристик.

Глава 7
АНАЛИЗ СРЕДСТВ
ПРОТИВОДЕЙСТВИЯ
АСТЕРОИДНО-КОМЕТНОЙ
ОПАСНОСТИ

Введение
Некоторые постоянные сокращения и обозначения, исполь-
зуемые в данной главе:
АКО — астероидно-кометная опасность;
ВДС — время до столкновения;
ДПК (КПК) — долго (коротко) периодические кометы;
КА — космический аппарат;
СП — средства противодействия;
ТЗ (ТВ) — термоядерный заряд (взрыв);
ВТВ, ПТВ, ГТВ —высотный, поверхностный, глубинный ТВ;
D, М, р, V, R — диаметр, масса, плотность, скорость и
геоцентрическое расстояние ОСЗ;
AV±, А Кж — вариации Vпо трансверсали и вдоль направления
вектора V;
д — отклонение ОСЗ от точки столкновения;
/ — удельный импульс тяги.
Некоторые числовые значения:
радиус Земли 7?3 s 6.4-103 км;
астрономическая единица длины 1 а.е. я 1.5-108 км;
энергия взрыва 1 килотонны тринитротолуола
1 кта4.2-10|9эрг = 4.2-1012 Дж;
1 Мт (мегатонна) = 103 кт.
160 Глава?
Широко используемые при написании главы труды и тезисы
конференций получили обозначения (см. список литературы): АО-
92, АО-93, АО-95, АО-96, ИТА-94, ИТА-94а, DW-92, IW-92.
1. Классификация этапов противодействия
Стратегия противодействия АКО существенно зависит от
физических свойств и, прежде всего, размеров (массы) представ-
ляющего опасность ОСЗ, а также от запаса времени, которым
располагают средства защиты для устранения опасности (ВДС).
Второй фактор в значительной степени связан с возможностью
заблаговременного обнаружения ОСЗ.
Известное на сегодняшний день распределение АСЗ по их
размерам описывается степенным законом (см. рис. 2.1)
N-ktf> (О
где N — общее число объектов с диаметрами большими D; к —
некоторая постоянная;
- 2.6 для
Ь = - 2.0 для
-4.3 для
0.01 < D 0.25 км,
0.25 < D s 2.5 км,
D > 25 км.
Имеющаяся в настоящее время статистика АСЗ полна лишь для
объектов с D > 8-10 км; для D около 1 км, по-видимому, известно
не более 5-10% от общего числа существующих, а для объектов с
D > 100 м открыто лишь несколько сотен от ожидаемых нескольких
сотен тысяч (< 0.01%). При существующих темпах открытий АСЗ
понадобится несколько сотен лет для завершения каталогизации
всех объектов с диаметрами, порядка нескольких сотен метров
(DW-92).
Прежде всего каталогизации подлежат ОСЗ с надежно опре-
деленными орбитами; таких объектов, обнаруженных к середине
1995 года, насчитывается порядка 350 (Кастель и др., 1992;
Виноградова и др., 1995; Кастель, 1995). Согласно расчетам,
выполненным для каталогизированных объектов, ни один из них не
столкнется с Землей в ближайшие несколько десятков или даже
сотен лет, т.е. ВДС для них составляет не менее нескольких
Анализ средств противодействия 161
десятилетий. Следует отмстить, что объекты, перигелии орбит
которых больше афелия орбиты Земли более чем на 0.05 а.е.,
вообще нс представляют опасности для Земли в современную
эпоху. Правда, под влиянием тех или иных возмущений пери-
гсльное расстояние некоторых из них может уменьшиться и
достичь афелия земной орбиты, но темп этих изменений мал и ВДС
для них во всяком случае нс менее многих тысяч лет. Исключение
могут представить объекты, подвергшиеся за это время каким-
нибудь катастрофам типа столкновений или тесных сближений с
другими планетами.
Для вновь открываемых ОСЗ ситуация может быть различной.
Они могут быть открыты на последнем витке перед столкновением
их с Землей, и тогда ВДС может составить от нескольких дней до
нескольких месяцев. В иных случаях открытие может иметь место
за несколько их оборотов до столкновения, при этом ВДС будет
порядка нескольких лет или десятилетий.
Особенно необходимо выделить ДПК, которые проникают во
внутренние области Солнечной системы под влиянием случайных
возмущений со стороны близко проходящих звезд или других
причин. Предсказать заранее их появление невозможно. Число
ДПК, ежегодно проникающих в район орбиты Земли, не превышает
нескольких процентов от популяции АСЗ, но поскольку скорости их
встречи с Землей существенно больше, чем у АСЗ, то вклад ДПК в
космическую бомбардировку Земли оценивается до одной четверти
энергии всего потока. В самом благоприятном случае при
современной технике наблюдений ВДС для ДПК не превышает
нескольких месяцев или года.
Для получения возможно большего ВДС необходимо вновь
открываемые ОСЗ обнаруживать на максимально возможном их
удалении от Земли, на что и нацелена создаваемая в настоящее
время Международная Служба Слежения за ОСЗ «The Spaceguard
Survey» (DW-92). В настоящее время разрабатываются отечест-
венные проекты служб обнаружения ОСЗ как наземного (Соколь-
ский, Чернышев, 1995; Львов, Сокольский, 1995; Chernych,
Sokolsky, 1995), так и космического базирования (Ковтуненко и др.,
1995; Добров и др. 1996).
Очевидно, что чем больше проницающая способность инстру-
ментов, которыми оснащена такая служба, тем на больших
расстояниях она способна открывать ДПК. С другой стороны, это
162 Глава 7
Рис. 7.1. Предельные расстояния обнаружения ОСЗ
оптическими средствами (Phipps, 1992а) при
Л. = 550нм,5/л = 5.
Время до столкновения (при V = 25 км/с)
1. d = Зм,
2. d =1 м,
3. d = Зм,
4. d =1 м,
q = 0.5,
<7 = 0.5,
q = 0.025,
q = 0.025.
Анализ средств противодействия 163
увеличивает темп открытий и каталогизации АСЗ, так как при этом
АСЗ могут наблюдаться не только вблизи Земли, но и на значи-
тельных расстояниях от нее и даже в афелиях своих орбит. Оценим
возможности современного инструментария и определяемый им
вдс.
Расстояние R, на котором может быть обнаружен ОСЗ диамет-
ром D оптическими средствами с учетом фона свечения ночного
неба, может быть вычислено по соотношению (Phipps, 1992а)
(рис.7.1)
Л у / П)
где D nd (диаметр телескопа) выражены в метрах; I — длина волны
светоприемника (в нм); q — альбедо объекта; s/n — отношение
сигнал/шум; R выражено в а.е.
Современные радары обладают меньшими возможностями по
сравнению с оптическими телескопами (рис. 7.2). Максимальный
диаметр объекта D (м), который можно обнаружить с помощью
антенны площадью А (м2) при мощности излучения Р (Вт) в
пространственном угле Q для ширины полосы сигнала В и
шумовой температуре приемника Т (обычно « 100° К), равен
(Canavan, 1992)
\ 1/2
Q s \
™ п <3’
где к = 1.38-10-'6 Дж/град — постоянная Больцмана. На рис. 7.2
отмечены поисковые параметры радарной системы BMEWRS
(«Ballistic Missile Early Warning Radar System», USA) с P= 1 МВт,
A = 100 m2 и В = 1 Гц. Сходными параметрами обладают и РЛС
нашей страны (Гусев, 1992; Зайцев, 1992; Бондаренко, Гусев, 1995).
Для тела диаметром 100 м при скорости сближения ОСЗ с
Землей V = 25 км/с ВДС составляет от нескольких часов до
цескольких месяцев. В соответствии с этим возможна ориенти-
ровочная классификация ОСЗ по ВДС (IW-92). В табл. 7.1
приведены значения расстояний R (а.е.), типичных для воздействия
на объект данного класса, и необходимые для устранения столкно-
вения изменения скорости ДГв см/с.
164 Глава 7
Мощность (Вт)
Рис. 7.2. Мощность и апертура поискового радара
как функция расстояния до объекта данного диаметра
(Canavan, 1992)
Время до столкновения (при V= 25 км/с)
Анализ средств противодействия 165
Проблемы, связанные с наблюдениями околосолнечных асте-
роидов, проанализированы В.Н. Карпинским (1993).
Табл. 7.1.
Классификация ОСЗ по ВДС.
Кл . : Категория объекта Тип объекта Типичные значения
R (а . е) ВДС AV (см/с)
1 Хорошо изученные объекты Только АСЗ 2 десяти- летия 1
2 Объекты с плохо опре- деленными орбитами (промежу- точные ВДС) Недавно открытые АСЗ; КПК (из-за неграви- тационных эффектов) 1-2 годы 10-100
3 Объекты непосред- ственной угрозы (малое ВДС) Недавно открытые малые планеты; ДПК 0.1-1 год, месяцы > 100 (дляla.е.) >1000 (O.la.e.)
4 Объекты не- отвратимой угрозы (ВДС очень мало) ДПК; неизвестные АСЗ 0 0-30d
Примечания:
Класс 1. Объекты с хорошо определенными орбитами, которые
позволяют предсказать их положения с ошибками порядка
радиуса Земли и менее. Для D > 1 км в настоящее время
обнаружено, вероятно, около 5% общего числа таких объектов.
Класс 2. Гораздо многочисленнее класса 1. Неопределенность орбит в
этом случае не позволяет надежно предсказать или исключить
столкновение на интервалах более нескольких лет. Объекты
этого класса могут легко переходить в класс 3.
Класс 3. Лучше всего было бы обнаруживать ДПК на расстояниях порядка
10 а.е. (при визуальной величине 22т), но реально комета
начинает приобретать кому на расстояниях от Солнца примерно
в 5 а.е., при которых ВДС составляет лишь несколько месяцев.
Для более раннего обнаружения таких объектов должна быть
сформирована глобальная мировая наблюдательная сеть. Через
20 лет ее работы предполагается выявить до 90% АСЗ этого
класса. Однако ввиду невозможности проведения наземных
166 Глава 7
оптических наблюдений днем ОСЗ могут остаться незаме-
ченными и переходить в класс 4 (например, АСЗ группы Атона).
Класс 4. Опасен своей непредсказуемостью. Объектом этого класса
являлся Тунгусский метеорит 1908 г. (D и 60 м; мощность взрыва
порядка 10-20 Мт). Недавним примером является падение
метеороида 1 окт. 1990 г. в западной части Тихого океана
(долгота+142.2°, широта +7.6°). Взрыв на высоте 30 км имел
мощ-ность а 10 кт и температуру а 6000° К. Вспышка -23т (всего
в 50 раз слабее Солнца) была зафиксирована датчиками двух
геостационарных ИСЗ. Вероятный диаметр объекта составил
20 м (Reynolds, 1992).
Способы противодействия по времени их применения могут
быть разбиты на три этапа:
I этап (“remote interdiction”) — противодействие на больших
расстояниях с ВДС от года до нескольких десятилетий; включает в
себя защиту от объектов 1 и 2 классов;
II этап (“terminal interception”) — противодействие с ВДС не
более года; обеспечивает защиту от объектов 3 класса;
III этап (“horror scenario”) — противодействие в непосред-
ственной близости от Земли или даже в ее атмосфере; защита от
объектов класса 4.
Главное различие между I и II этапами заключается в уровне
энергии воздействия; для Ш-его этапа, кроме того, необходима
быстрота реакции системы безопасности на появление объекта.
Отметим также, что при прочих равных условиях следует стремить-
ся применять экологически чистые СП.
В дальнейшем будут рассмотрены СП первого и частично
второго этапов.
2. Типы (способы) противодействия
Противодействие столкновению ОСЗ с Землей может быть
осуществлено различными способами, основные из которых
указаны в табл. 7.2.
Разрушение объекта требует значительно больших энерге-
тических затрат, чем отклонение и практически при современном
уровне технологии может быть достигнуто лишь ударным спосо-
бом.
Анализ средств противодействия 167
Эффективность отклонения существенно зависит от место-
положения объекта на орбите в момент воздействия и от направ-
ления вектора воздействующей на объект силы относительно
вектора скорости.
Табл.7.2.
Способы воздействия на ОСЗ для предотвращения АО.
(ДБТ, ДМТ — двигатель большой (малой) тяги)
Тип воздействия Длительность воздействия Тип средств Средства
Отклонение ОСЗ от траектории столкновения Кратковременное (ударное, импульсное) Неядерные Кинетическая энергия КА, ДБТ на ОСЗ
Ядерные втв, птв
Долговременное Пассивные Солнечный парус, фокусирующее зеркало, изменение альбедо
Активные ДМТ на ОСЗ, СВЧ-излучение, лазеры
Разрушение объекта Кратковременное (ударное) Неядерные Кинетическая энергия КА, поток высоко- скоростных частиц
Ядерные ВТВ, ПТВ, ГТВ
Задача отклонения ОСЗ считается выполненной, если величина
отклонения д от центрального для Земли удара больше радиуса
Земли R3 в точке ожидаемого столкновения. Будем считать (Solem,
1992b), что разрушение объекта достигается, если при ударном
воздействии из объекта выбрасывается более 10% его массы.
168 Глава 7
3. Средства противодействия (СП) для
отклонения ОСЗ
Наиболее разработанной является задача об импульсном
воздействии на ОСЗ, т.е. о мгновенном изменении гелиоцентри-
ческой скорости объекта в результате столкновения ОСЗ с мас-
ивным КА или осуществления ТВ вблизи ОСЗ или в его теле. Сразу
отметим, что рассматривать последствия взрыва, связанного с
химическими реакциями, не имеет смысла. Действительно,
непосредственный удар уже при относительной скорости столкно-
вения v=12 км/с дает энергетический выход 70* 10,0эрг/г, в то время
как типичный химический взрыв лишь 410,0эрг/г (Ahrens, 1992).
Поэтому последний может считаться шумом на фоне кинетической
энергии космического аппарата Ек. Иная ситуация с ТЗ, так как его
энергетический выход порядка 410,6эрг/г (табл. 7.3), что дости-
гается для Ек той же величины лишь при v=2500 км/с.
Табл.7.3.
Типичные мощности и массы ядерных зарядов.
Масса Мощность Удельная мощность
кг кт эрг эрг/г
50 10 4.2-1O20 0.8-1016
100 100 4.2-1021 4-1016
1000 1000 4.2-1022 4-Ю16
20000 100000 4.2-1024 2-Ю17
3.1. Импульсное отклонение ОСЗ
Как показывают многочисленные исследования, импульсное
отклонение ОСЗ с астродинамической точки зрения оптимально в
двух случаях:
- воздействие по трансверсали к орбитальному движению;
- воздействие вдоль траектории движения (увеличение или
уменьшение скорости ОСЗ), как правило, в перигелии орбиты.
Анализ средств противодействия 169
Воздействие по трансверсали наиболее вероятно для ДПК и
вновь открытых ОСЗ. В линейном приближении необходимое
изменение скорости составляет
<5 V + ГКА
(4)
где R — геоцентрическое расстояние до ОСЗ в момент запуска КА.
Требуемая скорость отклонения ДК± как функции расстояния до
объекта при V= 25 км/с, VKA «Ии d=R3 равна (Phipps, 1992а):
ДГ± г 75/t, (4а)
где ДИ выражено в м/с, a t — время полета КА к ОСЗ в сутках.
При импульсном воздействии вдоль траектории будем считать,
что траектория перелета КА с Земли к ОСЗ является гомановским
эллипсом (Эскобал, 1971) с афелием на орбите Земли и перигелием
в точке, совпадающей с перигелием ОСЗ (точка столкновения КА
и ОСЗ). Соответствующий импульс изменяет полуось орбиты ОСЗ
и, что более важно, период его обращения, в результате чего д
становится пропорциональной времени (Ahrens, 1992; Энеев и др.,
1993):
14- е
д=ЗпР- ДГ ^кТАГ , (5)
1-е
где Т — время полета КА к ОСЗ в годах, Р и е — период обращения
ОСЗ и эксцентриситет его орбиты, п — число витков ОСЗ по орбите
до столкновения с Землей после воздействия (необязательно
полных), причем к=3 для круговой и к=5 для эллиптической
орбиты с е=0.5. Отсюда при е=0.5 и <5=/?3 имеем для ДК_ (м/с)
ДГ а 0.07/Т. (5а)
При воздействии на ОСЗ за 10 лет до столкновения ДК а 1 см/с.
Сравнение (7.4а) и (7.5а) показывает эффективность импульсного
воздействия на ОСЗ в перигелии. Однако такое воздействие требует
значительно больших по мощности носителей, так как в этом
случае полеты КА к ОСЗ имеют характер Типа “рандеву” на
значительных удалениях от Земли.
170 Глава 7
3.1.1. СП: отклонение ударным воздействием
Рассмотрим энергию, необходимую для отклонения импульсом
в случае траектории перехвата (Solcm, 1992b). Скорость КА в конце
участка разгона равна
J'ka = S^so / Л/кд) ,
где g = 9.81 м/с2, а Л/^дИ — начальная (стартовая) и ко-
нечная массы КА; / — удельный импульс тяги, выраженный в
секундах и для лучшего химического топлива равный а 500 с
(скорость истечения газов с - glsp а 5 км/с). Кинетическая энергия
КА, сталкивающегося с ОСЗ, затрачивается на образование кратера
на поверхности ОСЗ с массой выброшенного вещества,изме-
ряемого в граммах и определяемой по эмпирической формуле
(Glasstone, 1962)
те =4-10’8£’д,
где p se 0.9, а £ — энергия поверхностного взрыва выражена в эргах.
При этом выброшенному веществу передается лишь часть энергии
взрыва, равная е s //2, где у = 0.78 для химического взрыва. Отсюда
АГХ = у м(теЕК)У2
(6)
и, учитывая (4),
4 ^дкд+г)/
<5=2-10у R ------’(“О
(7)
Так как пропорционально /р, а /3al, то:
ПРИ ^ка <<г будет <5 ~ Икд ~
при ГКА » Г будет <5 ~ Гкрд+* в Г^д ~ Z*. (8)
Из (7) можно получить оценки конечной массы КА (Л/КА) для
д = и I = 500 с (хим. топливо), V= 25 км/с, р =2 г/см3 (табл. 7.4).
Видно, что 6 существенно зависит от / . Использование КА на
химическом топливе для траектории перехвата целесообразно лишь
для объектов D < 100 м на расстояниях R > 0.1 а.е. и Л/КА = 100 т.
Анализ средств противодействия 171
Табл.7.4.
Конечные массы КА при импульсном изменении скорости
D(m) R (а. 10 100 1000
0.01 500 кг 500 т 5-105 т
0.1 50 кг 50 т 5-Ю4 т
1 5 кг 5 т 5-103 т
Численное моделирование импульсного воздействия в пери-
гелии было проведено в работе (Энеев и др., 1993) на примере
орбиты типа орбиты астероида Тоутатис, лежащей в плоскости
эклиптики с перигелийным и афелийным расстояниями 0.9 и 4 а.е.
соответственно (е = 0.63). Масса КА на орбите ИСЗ принималась
равной 100 т, скорость истечения газов с = 4.5 км/с (I = 460 с), что
дает конечную массу = 49 т. Результаты для ОСЗ с плотностью
2 г/см3 приведены в табл. 7.5.
Табл.7.5.
Время Т, необходимое для отклонения ОСЗ на 1 млн. км
импульсным воздействием в перигелии его орбиты
D(m) п (число витков) Т (годы)
10 1 0.007 (s2.5d)
100 2 6.5
1000 1683 6500
Число п указывает через сколько витков ОСЗ накапливает
необходимое отклонение б. Как и в случае , применение КА на
химическом топливе целесообразно для объектов D < 100 м.
Более детальное исследование показало, что для орбиты типа
орбиты Тоутатиса, лежащей в плоскости эклиптики, оптимальным
является импульсное воздействие не точно в перигелии орбиты
ОСЗ, а вблизи точек пересечения орбит ОСЗ и Земли. При этом
наиболее выгодна точка пересечения 4 (рис. 7.3) после прохож-
дения ОСЗ перигелия. Это указывает на важность как точки
приложения, так и направления воздействующего импульса.
172 Глава 7
Рис. 7.3. Изменение орбиты типа орбиты Тоутатис
импульсным воздействием (Энеев и др., 1993).
• - положения ОСЗ, соответствующие локальным мини-
мумам функционала, описывающего отклонения ОСЗ от
Земли в момент встречи, (точка 1 - наихудшая, точка 4 -
наилучшая)
Анализ средств противодействия 173
Рис. 7.4а. Траектория типа “перехвата”:
характерна для ДПК и вновь открытых АСЗ.
174 Глава 7
Рис. 7.46. Миссия типа “рандеву”:
высокая начальная скорость КА (около 10-20 км/с);
низкая скорость встречи.
Анализ средств противодействия 175
Рис. 7.4в. Миссия типа “рандеву”:
низкая начальная скорость КА;
высокая скорость встречи.
176 Глава?
Рис. 7.4г. Миссия типа “рандеву”:
используется двукратный гравитационный манёвр.
Анализ средств противодействия 177
Ситуация усложняется, когда плоскости орбит Земли и ОСЗ не
совпадают (рис. 7.4), т.е. когда возможны существенно различные
варианты траекторий типа “рандеву”. Однако можно полагать, что
на порядке величин Т это сказывается мало, и выводы об эффектив-
ности применения КА на химическом топливе останутся без
изменений.
3.1.2. СП: отклонение термоядерным взрывом
Воздействие на ОСЗ термоядерным зарядом можно разделить на
три типа: высотное, поверхностное и глубинное.
Сначала остановимся на высотном термоядерном взрыве (ВТВ).
Впервые использование ТЗ для защиты от АО предложено в
работе (Hyde, 1984). Образующиеся при ТВ продукты распада,
рентгеновского и у-излучения и поток нейтронов образуют удар-
ную волну. Основную роль при этом играет нейтронный поток
(Hammerling, Remo, 1992), проникающий примерно на глубину
d 20 см под поверхность ОСЗ при его плотности р = 2 г/см3 и
среднем атомном весе вещества, равном 25. Часть вещества “сду-
вается” с поверхности (отсюда происхождение английских
терминов “blow-off” и “stand-off’ для этого типа ТВ), и ОСЗ
получает дополнительный импульс.
При оптимальной высоте ТВ над поверхностью ОСЗ (Ahrens,
1992), равный
-72-1
h - В—- • 0.2£> (9)
облучению подвергается около 0.Э его поверхности, и на поверх-
ность падает f 0.28 энергии ТВ. Доля энергии ТВ, передаваемая
нейтронному излучению, равна е 0.32. При этом скорость
сдуваемой с поверхности частицы равна v =fe W /Cf, где W —
мощность ТВ в кт; Cf = 2 км/с — скорость распространения
нейтронной ударной волны, а скорость v направлена ортогонально
поверхности ОСЗ. При принятых параметрах v = 44 м с'1 для
каждой 1 кт заряда. Редукция v на направление движения ОСЗ дает
vr = 0.7 v = 31 м с’* для каждой 1 кт заряда (для £>=100 м скорость
убегания составляет 5.3 см/с).
178 Глава 7
В итоге ОСЗ с массой М приобретает скорость ЛИ (м/с), равную
bV = 7tD2dpfvreWI М pD2W! М, (10)
где W в кт, D в м, р в г/см3, Мв г.
Необходимая мощность заряда при А V = 1 см/с для различных
астероидов приведена в табл. 7.6.
Сравнение данных табл. 7.6 и табл. 7.4 (для R = 1 а.е.) пока-
зывает уменьшение массы КА на два порядка.
Отметим, что вклад рентгеновского излучения составляет
примерно 0.1% от действия нейтронного потока. Время действия
нейтронного потока на поверхность ОСЗ составляет около 100 мкс;
время падения ударных волн от рентгеновского излучения и
нейтронов различается примерно на 16 мкс/км, т.е. импульс будет
двойным.
Табл.7.6.
Заряд, необходимый для AV = 1 см/с
втв ПТВ
D удельный импульс (см/с/кт) W Масса ТЗ Масса ТЗ
100 11 0.1 кт < 50 кг 0.1 кт <50 кг
1000 11-10'3 100 кт 100 кг 100 кт 100 кг
10000 11-1Г6 100 Мт 20 т 10 Мт 2 т
Рассмотрим теперь поверхностный термоядерный взрыва
(ПТВ). Масса вещества, выброшенная со скоростью убегания для
ОСЗ из кратера, образовавшегося при ПТВ, может быть определена
из обобщенного уравнения Хоусена (Housen et al., 1983)
те - 032 (pRc) [—) , где Л? “
\Rc) \ЛР)
Здесь Rc радиус кратера, а те — общая масса выброшенного
вещества, определяемая из соотношений:
те (0.16 - 0.24 и + 2.11 и2 - 2.38 и3 + 0.66 и),
Анализ средств противодействия 179
а = w
-0.581
d
и = —W,
А^ТЗ^
Ртз /
V3
g
Q’
W =
где Л/тз, рп, гп — эквивалентная масса, плотность и радиус ТЗ; d—
глубина его захоронения; g — ускорение силы тяжести на ОСЗ;
Q — удельная мощность заряда (для ТЗ: Q — 4-1019 эрг/г). Отметим,
что для ПТВ глубина d = 0, т.е. формула существенно упрощается
и приведена здесь полностью, так как будет использована в раз-
деле 4 данной главы.
Эффективность ПТВ показана в табл. 7.6. Видно, что ПТВ не
дает существенных преимуществ по сравнению с ВТВ для D = 1 км,
но на порядок уменьшает W для/) = 10 км. Вероятно, это связано с
большей долей энергии, затрачиваемой на образование самого
кратера. С технической точки зрения вариант ПТВ сложнее, так как
требует точной навигации. Другим недостатком ПТВ является
более высокая по сравнению с ВТВ вероятность разрушения
объекта, которая наступает при энергии взрыва
=0.69 10',2D333p'" (11)
где IF — в кт, Z) — в см, р — в г/см3. Например, для разрушения
объекта D = 100 м и р = 1 г/см3 достаточно W= 15 кг. Разрушение
же объекта желательно далеко не всегда.
Интересна полученная в работе (Solem, 1992а) оценка эффектив-
ности ядерного взрыва по сравнению с кинетической энергией
удара КА на химическом топливе. Оказалось, что выигрыш при
применении ТЗ резко уменьшается при возрастании скорости
столкновения ОСЗ и КА; влияние же /sp достаточно слабо. Срав-
нительный анализ ударного воздействия КА и ТВ на АСЗ проведен
также в работе (Ивашкин, 1995), в которой показано, что при
достаточно общих предположениях динамическая эффективность
ТВ примерно на два порядка выше для АСЗ с размерами более 400-
1000 м.
Глубинный ТВ будет рассмотрен в разделе 4. Здесь же отметим
только, что интуитивные соображения о том, что ГТВ больше
способствует разрушению объекта, чем изменению его импульса,
оказываются справедливыми и при более детальном изучении
(Ahrens, 1992; Solem, 1992а; Remo, Sforza, 1992).
180 Глава 7
3.2. Отклонение ОСЗ долговременным воздействием
3.2.1. Активные СП
К данному типу методов воздействия можно отнести: установку
на поверхности ОСЗ двигателей большой тяги (ДБТ), достав-
ляемых на ОСЗ вместе с запасом топлива; установку на поверх-
ности ОСЗ электрореактивных двигателей малой тяги (ДМТ),
использующих в качестве источника питания солнечные батареи;
воздействие на ОСЗ внешним излучением невзрывного характера
с искусственными источниками питания.
а) Двигатели большой тяги (ДБТ).
Численное моделирование изменения орбиты типа орбиты
астероида Тоутатис с помощью ДБТ со скоростью истечения
с = 4.5 км/с, запасом топлива МТ = 25 т и с коротким временем
работы (практически это импульсное воздействие в перигелии
орбиты ОСЗ) показало, что для обеспечения 6 = 1 млн км требуется
примерно в три раза больше времени, чем при ударном воздействии
на астероид КА той же массы в 25 т (табл. 7.7). Это объясняется
тем, что скорость истечения меньше скорости столкновения КА с
ОСЗ. Кроме того, следует учитывать, что при ударе воздейс-
твующая масса будет больше, чем Мт, так как для мягкой посадки
ДБТ требуются энергетические затраты.
б) Двигатели малой тяги (ДМТ).
Действие ДМТ с тягой К = ЮН, достижимой для батареи
современных электрореактивных ДМТ, рассмотрено в работе
(Энеев и др., 1993). Для получения отклонения 6 требуется время,
равное

26 М\У2
ЗК /
(12)
(л, Р — необходимое число витков и период обращения ОСЗ).
Время, необходимое для изменения орбит астероидов типа
орбиты Тоутатиса с разными массами, приведено в таблице 7.7.
Видно, что при принятых параметрах ДМТ эффективнее ДБТ,
хотя они и уступают ударному СП при D - 10 - 100 м в 1.5 раза по
времени (табл. 7.5). Различные комбинации с разным числом ДМТ
не меняют порядок приведенных в табл. 7.7 величин.
Анализ средств противодействия 181
Табл. 7.7.
Изменение орбиты ОСЗ типа орбиты Тоутатиса (6 = 1 млн км)
D(m) ДБТ ДМТ
л Т (годы) л Т (годы)
10 1 0.2 1 0.26
100 6 21.7 3 8.37
1000 1649 21600 70 265
Для ДБТ указано время после импульсного действия, а для ДМТ - время
работы двигателя.
Недостатком применения ДБТ и ДМТ следует считать необходи-
мость мягкой посадки на ОСЗ и (для ДМТ) техническое обслу-
живание работы двигателей на протяжении десятков лет.
в) Лазеры.
По теории Когельника-Ли при передаче лазерного излучения с
длиной волны А телескопом диаметром D с дифракционной
расходимостью пучка g размер пятна на ОСЗ, находящегося на
расстоянии/?, составит (Phipps, 1992b)
Z>2 - Do
(13)
где Do = D{ 141 — наименьший диаметр пучка излучения, обра-
зующийся на расстоянии = п А. В табл.7.8 приведены
параметры облучения ОСЗ лазерами высокой мощности в ультра-
фиолетовой (УФ) и инфракрасной областях (ИК). В ней харак-
теристики лазеров соответствуют интенсивности излучения
/= 0.5 ГВт/см2 на поверхности ОСЗ для лазеров с обычной оптикой
(£>! = 10м) и лазеров с газовой линзой (Dt = 1 км) с продол-
жительностью импульса 50 нс.
На рис. 7.5 показано необходимое время облучения с частотой
10 Гц для сообщения ОСЗ АИ= 10 см/с. Энергия, необходимая для
других значений АН может быть определена из рис. 7.6.
182 Глава 7
Табл.7.8.
Предполагаемые характеристики лазеров для облучения ОСЗ
Л (мк) Di R d2 Энергия в импульсе
4 (ИК) 10 м 5-104 км 107 м 22 ГДж
0.248 (УФ) 10 м 5-104 км 7 м 10 ГДж
4 (ИК) 1 км 0.22 а.е. 710 м 100 ГДж
0.248 (УФ) 1 км 0.22 а.е. 31 м 190 ГДж
Недостатками применения лазера являются:
- Сильное поглощение УФ-излучения (для А = 0.248 мкм
атмосфера вообще непрозрачна). Энергия же падает ~ Л2, что
требует увеличения Dr В связи с этим необходим вынос
лазерной установки на ИСЗ или Луну, что ставит вопрос об
источниках питания, непростой даже для земных условий;
- Очень высокие требования к точности прицеливания
лазерного пучка (техника наводки и точность эфемерид).
Все это делает применение лазеров для рассматриваемой
проблемы в ближайшем будущем маловероятным.
Отметим, что самый мощный на сегодняшний день лазер в мире
создан французско-американской группой физиков в Мичиганском
университете. Мощность в импульсе (т = 1 пкс = IO"12с) составляет
55-10,2Вт или 55000 ГДж. Мощность стандартного рубинового
лазера YG442 для светолокации Луны составляет 450 Дж при
т = 4 нс (энергии в 1 Дж соответствует поток 1019 фотонов).
г) СВЧ — излучение.
К такому же типу воздействия, как и лазеры, относится СП с
помощью СВЧ-излучения (Зецер и др., 1992; 1993). В зависимости
от плотности потока энергии q можно выделить два режима воз-
действия СВЧ: плазменный и тепловой.
Плазменный требует создания потока с q > 104 Вт/см2. При этом
на облучаемой поверхности формируется плазменная корона и
преграда получает механический импульс за счет разлетающихся от
нее ионизированных паров. Плазменный режим является един-
Анализ средств противодействия 183
Энергия лазера (Дж)
Рис. 7.5. Применение лазера для отклонения ОСЗ
(р = 1 г/см3, ДК= 10 см/с):
мощность импульса 830 МДж;
частота импульсов 10 Гц (Phipps, 1992b).
Энергия отклонения (Мт)
184 Глава 7
Объем объекта (см1)
Рис. 7.6. Энергия, необходимая для отклонения ОСЗ
с заданным АК(Phipps, 1992b).
Диаметр объекта (м)
предельное значение энергии, на которой начинается разрушение объекта.
Анализ средств противодействия 185
ственно возможным для создания механического импульса на
хорошо проводящей поверхности из-за сильного отражения СВЧ-
волны в отсутствии плазмы (например, для сидеритов).
Для диэлектриков (силикатов) эффективен тепловой режим.
Эксперименты по применению СВЧ-излучения на Л = 3 и 12 см на
фрагменте метеорита “Царев” (L-хондрит) при q = 105Вт/см2
показали, что может быть достигнута эффективность воздействия
I/Е s 100 дин с/Дж, где I— полученный импульс, а £ — затра-
ченная энергия. Для отклонения ОСЗ D = 100 м необходимо
примерно Е & 1012 Дж. В случае облучения тела в течение месяца
(3-106 с) необходимая мощность излучения составит W= 1 МВт, что
вполне достижимо современными средствами.
Излучение с указанной длиной волны пропускается атмосферой,
но существенной трудностью остается фокусировка СВЧ-пучка на
ОСЗ.
3.2.2. Пассивные СП
К пассивным СП относятся средства, использующие отража-
тельные свойства ОСЗ и поток солнечного излучения, обеспечи-
вающий силу давления Ро= 9.8 Н/км2 для идеально отражающей
поверхности на гелиоцентрическом расстоянии в 1 а.е. (мощность
солнечного излучения вблизи Земли составляет 1.4-106 эрг с_| см 2).
а) Изменение альбедо (окрашивание ОСЗ)
Такое СП предполагает изменение альбедо q путем окрашивания
поверхности ОСЗ краской или покрытием ее зеркальной пленкой.
Полагая ОСЗ сферическим с альбедо, равным q, получим возму-
щающее ускорение (Полякова, 1986)
и отклонение (Энеев и др., 1993)
э / к 2
£> I гЛ ( ч2
О'»)
где г3 — средний радиус орбиты Земли, г0 — радиус орбиты ОСЗ.
Считая, что альбедо изменлось от q = 0 до q = 1, приведем оценки
времени для отклонения ОСЗ различных размеров (табл. 7.9). Из
186 Глава 7
нее видно, что окрашивание СП совершенно неэффективно, даже
без учета сложности присущей ему технологии. Анализ влияния
светового давления с учетом различных моделей рассеяния света
поверхностью астероида привел к аналогичному выводу (Сазонов,
Комаров, 1995). Это естественный результат, если учесть, что сила
создавемой тяги пропорциональна площади облучаемой поверх-
ности (~ D2), а масса тела — его объему (~ D3), так что ускорение
~ D1, и с учетом малости действующего светового давления (PQ)
эффект будет существенен только для малых тел, размером менее
5-10 м. Возможным выходом может служить либо искусственное
увеличение площади облучаемой поверхности (солнечный парус),
либо увеличение интенсивности облучения концентрацией сол-
нечного излучения фокусирующими зеркалами, или применением
искусственных источников с высокой излучающей способностью
(лазеры, СВЧ-излучатели).
б) Солнечный парус.
Метод заключается в установке на ОСЗ зеркала большой
площади, выполненного из тонкой металлизированной пленки. Для
этого случая оценка отклонения ОСЗ за счет давления света
составляет (Энеев и др., 1993):
<5 = 3-^7-(иР)2| — | cos20sin0 (15)
Л/ \г0) ’ v ’
где А — площадь паруса, в— угол падения излучения Солнца,
отсчитываемый от нормали к парусу, пР = Т — время действия
паруса, выраженное через число витков п и период обращения
телаР.
Для Л = 4-105 м2 (диаметр паруса 700 м) и оптимальном значении
в = 35.26° время применения паруса указано в табл. 7.9 для орбиты
типа орбиты Тоутатиса.
в) Фокусирующие зеркала.
Предполагается изготовление сферического зеркала, анало-
гичного солнечному парусу с фокусным расстоянием 1 км
(Немчинов и др., 1993). Поверхностная плотность материала
зеркала при современной технологии составит около 1 т/км2.
Размер пятна облучения на поверхности ОСЗ будет 5-10 м, что
обеспечивает интенсивность сфокусированного солнечного
Анализ средств противодействия 187
Табл. 7.9.
Время Т (в годах), необходимое для отклонения ОСЗ на
6 = 106 км при использовании солнечной радиации.
D (м) Солнечный парус Изменение альбедо
п т п т
10 1 1.72 3700 14200
100 15 543 37000 142000
1000 448 1700 370000 142000
излучения я 1 КВт/см2. При типичной скорости вращения ОСЗ
примерно 1 м/с (на экваторе) время облучения поверхности
составит порядка 10 с. Как показывает эксперимент с облучением
базальта, за это время произойдет испарение вещества, создающее
давление около 0.005 бар. Общая реактивная сила, действующая на
ОСЗ, окажется « 4-104Н. На рис. 7.7 приведены длительности
облучения, необходимые для предотвращения столкновения ОСЗ с
Землей. Для астероида D = 300 м и зеркала диаметром 3 км время
облучения не превысит 12 дней.
Аналогичные выводы об эффективности использования сол-
нечного паруса как концентратора солнечного излучения сделаны
в работе (Melosh et al., 1993). Однако применение этого эффек-
тивного, с точки зрения теории, метода, сильно осложнено
техническими трудностями, возникающими при его осущест-
влении.
Следует отметить также специфику воздействия отклоняющего
излучения на пористые астероиды, со средней плотностью около
0.1 г/см3, количество которых может достигать до 20% от общего
числа ОСЗ (Каймаков, Светов, 1995). Подобные тела обладают
значительной степенью шероховатости и низким альбедо. В связи
с этим применение лазерного пучка (солнечного излучения в той
или иной форме) либо окрашивание астероида малоэффективны.
Вэтом случае более эффективным методом является разрушение
объекта, позволяющее распылить его на мелкие агрегаты слабо
связанных частиц.
188 Глава?
Диаметр ОСЗ (км)
Рис. 7.7. Время, необходимое для отклонения ОСЗ
фокусирующим зеркалом.
Анализ средств противодействия 189
4. Средства противодействия, разрушающие
объект
Цель метода разрушения (фрагментации) ОСЗ заключается в
следующем.-Осколки тела при скорости разлета 10 м/с за один
период обращения растянутся вдоль орбиты примерно на 200 R3
(малая ось эллипсоидального облака осколков составит око-
ло 10 R3). В этом случае на Землю выпадет лишь 0.1% от общего
числа фрагментов (исходной массы тела). При скорости выброса
s 1 м/с доля выпавшего вещества не превысит 10% (Ahrens, 1992).
Если при этом размер осколков не будет превышать 10 м, то хотя
площадь поражения на Земле и увеличится, суммарная энергия
удара их о Землю будет значительно меньше энергии удара
исходного тела, если учесть сильные амортизационные свойства
атмосферы. Исследованию и моделированию прохождения
метеороидных тел через атмосферу традиционно уделяется много
внимания (см., например: АО-92; АО-93; АО-95). Существенные
результаты в этом направлении были получены при исследовании
процессов, связанных с падением кометы Шумейкера-Леви 9 на
Юпитер в июле 1994 г. (ИТА-94; ИТА-94а).
По-видимому, методика разрушения является единственно
возможной при защите от ОСЗ с D > 70-100 м и на расстояниях
< 0.03 а.е. (ВДС порядка 3 дней при V= 25 км/с). При ВДС порядка
года столкновения практически всегда можно избежать методом
отклонения. Поэтому разрушение можно считать СП второго этапа.
В связи с этим лишь кратко крснемся основных особенностей СП
этого типа.
Нижний предел энергии для разрушения тела (Housen et al.,
1990) диаметра D и плотности г дается формулой (7.11). Удельная
плотность энергии разрушения на единицу массы равна 3-107эрг/г.
В табл. 7.10 и на рис. 7.8 приведены необходимые мощности ТЗ и
массы КА для скорости 25 км/с для разрушения тел с р = 2 г/см3.
Из табл. 7.10 ясно, что основным средством разрушения
является ТЗ, обеспечивающий высокую энергетику.
В качестве альтернативы ТЗ предлагается механизм типа
эрозионного разрушения, реализуемый образованием на пути ОСЗ
искусственных жидких или твердых частиц (“пылевые облака”)
(Чернявский, Чудецкий, 1993). Все же, по-видимому, для целей
фрагментации объекта наиболее эффективен ТВ.
190 Глава 7
энергия, необходимая для разрушения объекта (кт)
Рис. 7.8. Энергия, необходимая для разрушения объекта
(Housen et. al., 1990), в сравнении с кинетической энергией
КА на химическом топливе.
Анализ средств противодействия 191
Табл.7.10.
Мощности ТЗ и массы КА, необходимые
для разрушения ОСЗ (р = 2 г/см3)
Объект ^раэ (ЭРГ) й/тз мка
D (м) М (г)
1 ю6 ю14 10'5 кт 10 кг
10 ю9 ю17 10'2 кт 10 т
50 ю11 ю19 1 кт 103 т
100 ю12 ю20 10 кт >104 т
250 ю13 ю21 100 кт >104 т
500 ю14 ю22 1 Мт >105 т
1000 ю15 ю23 10 МТ >105 т
На основании проведенных на Земле ядерных испытаний
следует учитывать, что по оценкам различных экспертов доля
передавемой в грунт энергии от ПТВ составляет всего 8% общей
энергии (Крюков, Ландин, 1992). Эффективность ГТВ для
фрагментации сильно зависит от глубины захоронения ТЗ, свойств
вещества ОСЗ, его массы и размеров. К усилению фрагментации
ведет малое значение ускорения силы тяжести ОСЗ. Процесс
высокоскоростного плавления, испарения и разрушения материала
астероида вокруг точки взрыва и явление образования сильной
реактивной струи исследован в работе (Кондауров и др., 1995)
численными экспериментами в зависимости от мощности заряда,
глубины его захоронения и физико-механических характеристик
астероида. В ней показано заметное влияние на фрагментацию
астероида наличия контрастных неоднородностей материала,
приводящих к откольным явлениям в результате взаимодействия
ударных волн с включениями.
Однако, несмотря на кажущуюся эффективность ГТВ, его
следует признать трудноосуществимым в силу технических
трудностей навигации КА и, главным образом, бурения скважины
даже если ОСЗ состоит из льда.
Более реалистичным можно признать способ подрыва ТЗ при
его лобовом соударении с ОСЗ. Еще более эффективна термо-
ядерная атака ОСЗ “цугом” т.е. последовательными взрывами
нескольких ядерных зарядов (Крюков, Ландин, 1992). Как показали
192 Глава?
численные расчеты, телесный угол разлета продуктов взрыва от
второго заряда резко уменьшается и амплитуда второй ударной
волны по сравнению с первой существенно больше. Каждый
последующий заряд в энергетическом отношении будет все более
выгодным.
5. Дополнительные средства противодействия
Выше были рассмотрены имеющиеся в настоящее время или
возможные в самом ближайшем будущем СП. Из обсуждения были
исключены СП, которые могут появиться в течение деся- тилетий,
а также сомнительные, полуфантастические и фантас-тические.
Однако для полноты описания они перечислены ниже (см. IW-92,
АО-92):
- ракетоносители на атомном топливе (проект «NERVA»,
I * 1000 с);
sp 7’
- носители на D Не, -топливе (I 105 с);
3 v sp 7 7
- носители с ядерными зарядами в качестве ускорителей
(Taylor, Dyson, Solem: I я 104-105 с, проект «Super Orion»);
- двигатели, установленные на ОСЗ и использующие его
вещество в качестве топлива (масс-драйверы I я 800 с;
проект «Spark gun propulsion» I я 5 с); .
- облака высокоскоростных частиц для воздействия на ОСЗ с
D < 100 м (Hyde, Wood: проект «Brilliant Darts» — атака ОСЗ
“космическими дротиками”);
- мультиваттные УФ-лазеры, установленные на ИСЗ или Луне
(Phipps);
- использование “тепловой иглы”, созданой в атмосфере Земли
для изменения траектории падения ОСЗ (Немчинов и др.,
1993);
- нанесение ракетного удара по ОСЗ с лунной базы (проекты
NASA);
Анализ средств противодействия 193
- нанесение удара по ОСЗ другим астероидом меньшего
размера с предварительно измененной орбитой (проект
«Billiard Shot» или “космический биллиард”);
- изменение орбит комет за счет их внутренних источников
энергии (Дробышевский);
- нанесение удара по ОСЗ астероидом, предварительно
захваченным на околоземную орбиту с использованием его
вещества в качестве топлива для двигателей, установленных
на его поверхности (Zuppero: проект «Brilliant Mountains»);
- использование антивещества;
- воздействие на Луну с целью последующего гравита-
ционного отклонения Луной Земли от точки соударения
(Шкадов);
Заключение
Современное состояние наших знаний о малых телах Солнечной
системы (метеорах, кометах, астероидах) и состояние наблюда-
тельной базы не дают возможность осуществить своевременную
защиту от астероидно-кометной опасности. Время для упреждения
столкновения, от величины которого существенно зависит выбор
средств противодействия, может составлять от десятилетий до
дней, часов и даже минут.
По величине времени упреждения средства противодействия
могут быть разделены на три этапа:
1. Противодействие на больших геоцентрических расстояниях
до ОСЗ (более 1-2 а.е.) с временем упреждения десятилетия,
годы, месяцы. Основным методом противодействия следует
признать отклонение ОСЗ от траектории столкновения.
2. Противодействие на расстояниях от 0.1 до 1 а.е. с временем
упреждения в месяцы и десятки дней. Устранение опасности
столкновения может производиться как отклонением, так и
разрушением ОСЗ.
3. Противодействие в непосредственной близости от Земли
(менее 0.1 а.е., т.е. вблизи или внутри сферы действия Земли,
194 Глава 7
внутри орбиты Луны или даже в атмосфере Земли) с временем
упреждения меньше недели. Основное средство — разру-
шение ОСЗ и, если это возможно, эвакуация населения из
района поражения.
Здесь рассмотрены СП, характерные для первого и частично
второго этапов; при этом из анализа были исключены навига-
ционные проблемы, связанные с наведением КА на объект или
мягкой посадкой КА.
Время упреждения порядка десятилетий или нескольких лет
дает возможность организовать космические полеты (миссии) к
ОСЗ трех типов:
- исследовательские миссии;
- миссии для отклонения или разрушения объекта на больших
геоцентрических расстояниях;
- миссии для отклонения или разрушения на малых рассто-
яниях, сравнимых с размерами сферы действия Земли.
Рассмотрим исследовательские миссии.
Они необходимы для определения достоверных геометрических,
динамических и физических параметров ОСЗ. Ввиду широкого
спектра свойств ОСЗ требуется 10-20 исследовательских миссий к
типичным представителям астероидов различных классов. Такие
полеты, как правило, будут требовать низкой удельной энергии
носителей и короткого времени полета (несколько месяцев), так как
для них могут использоваться ОСЗ на расстояниях не более 0.03 а.е.
Миссии могут быть обеспечены современным состоянием кос-
мической техники, их ориентировочная стоимость не будет
превышать 70 млн. долларов каждая.
Примером такой миссии является предпринятая в 1994 г. миссия
Clementina к астероиду Географ, организованная в рамках работ по
СОИ (Worden, 1992), к сожалению, закончившаяся неудачей из-за
потери контроля за аппаратами.
Некоторые предполагаемые в 1996-2000 гг. исследовательские
миссии описаны в работе (Farquhat et al., 1995)
Для отклонения или разрушения объекта на больших геоцен-
трических расстояниях (миссии второго типа) неядерные средства
противодействия, основанные на фотогравитационных эффектах,
являются либо полностью неприемлемыми (окрашивание ОСЗ),
Анализ средств противодействия 195
либо технологически очень сложными для исполнения в ближай-
шие годы (солнечный парус, лазер, фокусирующее зеркало).
Элсктрореактивные двигатели малой тяги, установленные на ОСЗ
и работающие на интервалах времени порядка 10 лет, могут
обеспечить необходимое отклонение ОСЗ. Однако и этот метод
сложен в техническом отношении.
Наиболее эффективным методом противодействия является
изменение орбиты ОСЗ импульсным (ударным) воздействием в
окрестности перигелия его орбиты. Удар может быть осуществлен
за счет кинетической энергии КА, причем на встречном движении
удар особенно эффективен. Метод требует носителей с большой
удельной энергией для обеспечения траекторий типа “рандеву” в
области перигелия орбиты ОСЗ.
Ракетоносители на химическом топливе не в состоянии обес-
печить необходимый уровень энергии для отклонения тела большой
массы и тем более реализовать, в случае необходимости, фрагмен-
тацию ОСЗ. По-видимому, реально применение неядерного
воздействия для тел диаметром 70-100 м на расстояниях не ближе
0.1 а.е. (для траекторий типа “перехват”).
Радикальным средством воздействия является ядерный взрыв
(особенно на встречном с ОСЗ движении), уменьшающий на два-
три порядка начальную, стартовую массу КА. При этом наиболее
эффективным для отклонения оказывается высотный взрыв (на
расстоянии 0.2 диаметра тела), так как, во-первых, взрыв на
поверхности не дает существенного увеличения импульса тела по
сравнению с высотным, а, во-вторых, высотный взрыв уменьшает
опасность разрушения тела, когда это нежелательно.
Разрушение ОСЗ позволяет уменьшить выпадающую на Землю
массу вещества и энергию удара на два-три порядка. При разру-
шении тела следует стремиться к тому, чтобы размеры фрагментов
не превышали 10 м, что требует достоверных сведений о структуре
и составе тела (необходимость предварительных исследовательских
миссий). Наиболее эффективны для разрушения глубинные
ядерные взрывы, в настоящее время практически неисполнимые из-
за сложностей их осуществления. Приемлемым выходом из
ситуации является атака ОСЗ “цугом”, т.е. последовательными
взрывами нескольких ядерных зарядов.
196 Глава 7
Особо следует отметить, что комбинация существующих
технических средств достаточна для большинства вариантов
противодействия первого этапа.
Устранение опасности от ОСЗ для малых расстояний, срав-
нимых с размерами сферы действия Земли (миссии третьего типа),
связано с высоким уровнем энергии воздействия. В некоторых
простых случаях могла бы быть использована неядерная техно-
логия защиты (кинетическая энергия КА, лазер, СВЧ-излучение).
Однако в подавляющем большинстве случаев, скорее всего,
потребуется ядерное воздействие по схеме, описанной в преды-
дущем пункте, с учетом того, что для миссий этого типа очень
вероятным методом воздействия может стать фрагментация
объекта.
Для успешного противодействия астероидной опасности в
ближайшем будущем необходимо провести следующие работы:
- создание глобальной наблюдательной сети по обнаружению
и слежению за ОСЗ;
- создание базы данных ОСЗ, содержащей их динамические,
механические и физические параметры, и организация
мониторинга ОСЗ;
- проведение астродинамических исследований по опти-
мизации средств отклонения ОСЗ от траектории столкно-
вения для разных типов орбит и воздействий;
- проведение обширных численных экспериментов по
моделированию ударного воздействия на ОСЗ для разных
типов объектов и ударов (в том числе ядерных);
- проведение ряда исследовательских миссий и (возможно)
некоторых экспериментов в космосе по отклонению
конкретных ОСЗ неядерными средствами воздействия.
Необходимо подчеркнуть, что среди исследователей, зани-
мающихся проблемами АО, имеются существенные разногласия по
следующим вопросам (см., например, Chapman, 1992; Morrison,
1996; Simonenko, 1996; Смирнов, 1996):
- каким ОСЗ следует уделять больше внимания, какие из них
могут нанести больший ущерб: ОСЗ больших размеров,
падающие редко, или ОСЗ малых размеров, падающие
Анализ средств противодействия 197
значительно чаще; на какой характерный размер следует в
основном ориентировать средства защиты;
- допустимы ли в настоящее время космические экспе-
рименты, связанные с изменением орбит малых тел
Солнечной системы, особенно принадлежащих классу ОСЗ
(стратегия чисто наблюдательной службы);
- стоит ли в настоящее время обсуждать проблемы ядерного
воздействия на ОСЗ; не спровоцирует ли такое обсуждение
гонку ядерных вооружений в космосе; не является ли
применение ядерных средств неприемлемым с точки зрения
экологии околоземного космического пространства.
Не пытаясь подробнее обсуждать политические, моральные и
экологические аспекты проблемы, отметим только, что нами была
сделана попытка оценить наиболее важные средства обороны от
астероидной опасности, имеющиеся в наличии в настоящее время.
Безусловно ядерная технология обороны не экологична (см.
например, (Батырь и др., 1996)), но ее использование на больших
расстояниях от Земли не ухудшит радиационную обстановку
околоземного пространства, а ее применение вблизи Земли может
стать неизбежным для спасения миллионов жизней. Космические
эксперименты по отклонению ОСЗ, в том числе и вблизи Земли,
могут быть проведены для реальной оценки эффективности
имеющейся защиты; разумеется, в окрестности Земли должны
использоваться только неядерные средства воздействия, от
разрушения же объектов вблизи Земли, очевидно, следует
воздержаться.

Глава 8
НЕКОТОРЫЕ НЕРЕШЕННЫЕ
ЗАДАЧИ, БЛИЖАЙШИЕ
ПЕРСПЕКТИВЫ

В последнее десятилетие произошел существенный сдвиг в
восприятии научными кругами и широкой общественностью той
опасности, которую представляют падения на Землю крупных
космических тел. Появилось понимание того, что такие падения в
прошлом играли важную роль в развитии жизни на Земле и что в
настоящее время они представляют серьезную опасность для
землян и постоянную угрозу цивилизации. Астероидная опасность
встала в один ряд с такими глобальными угрозами современному
человечеству как загрязнение окружающей среды, парниковый
эффект, озоновый коллапс. Мировое сообщество астрономов
призвало своих членов к всемерному исследованию этой опас-
ности. По инициативе обеспокоенных ученых в ряде стран уже
начали реализовываться проекты обнаружения потенциально
наиболее опасных космических тел. Поставлен вопрос о создании
глобальной системы защиты Земли от объектов, сближающихся с
Землей (ОСЗ).
По своей сложности и социальной значимости проблема
противодействия астероидной опасности может конкурировать с
проблемой овладения управляемой термоядерной энергией. Как и
всякая сложная проблема она является многоплановой. На первом
плане находятся задачи, связанные с научной стороной проблемы:
обнаружение объектов, способных сближаться с Землей, опреде-
ление и каталогизация их орбит, оценка потока космических тел на
202 Глава 8
Землю, изучение их физической природы и происхождения, оценка
катастрофических последствий возможных столкновений тел с
Землей.
На втором плане располагаются не менее сложные техно-
логические и технические проблемы организации эффективной
защиты Земли от космических тел, находящихся на траекториях
столкновения с Землей. Наконец, на третьем плане располагаются
задачи организационного и политического характера, связанные с
подготовкой противодействия и его осуществлением.
Научное изучение проблемы насчитывает не более нескольких
десятилетий. Лишь сорок пять лет тому назад был поставлен
вопрос об источниках происхождения астероидов на орбитах,
пересекающих орбиту Земли или других внутренних планет (Opik,
1951). И только около двадцати лет назад на обсерватории Маунт
Паломар был начат целенаправленный поиск астероидов, сближа-
ющихся с Землей (Helin, Shoemaker, 1979). Нет ничего удиви-
тельного в том, что научная часть проблемы проработана недоста-
точно. Имеется значительная неопределенность в частоте падения
на Землю тел различной природы и размеров. Очень мало известно
о возможных периодических флуктуациях притока этих тел на
Землю. Плохо изучена физическая природа падающих на Землю
тел, в особенности ядер комет. Оценки энергии столкновения с
Землей внезапно обнаруженного тела могут различаться в десятки
раз, поскольку реальные размеры и плотность вещества могут
существенно отличаться от предсказываемых. Весь круг проблем,
связанных с биологическими и социальными последствиями
столкновений достаточно крупных космических тел с Землей,
разработан весьма слабо. Имеется большая неопределенность в
оценке размеров тел, которые могут вести к глобальной катастрофе.
Хотя большинство исследователей рассматривают тела размером в
километр и более как главный источник опасности, существует и
другая точка зрения, согласно которой тела размерами от несколь-
ких десятков до сотен метров, способные вызывать лишь локаль-
ные или региональные катастрофы, но зато падающие чаще,
представляют серьезную угрозу, которая должна учитываться в
первую очередь. Такая точка зрения подкрепляется соображениями
о возможных разрушениях ядерных реакторов и других соору-
жений (плотин, дамб и т.п.), вызываемых падениями сравнительно
мелких тел.
Некоторые нерешенные задачи 203
Осуществление глобального обзора неба типа «Космической
стражи» создаст благоприятные условия для решения этих и
многих других задач, без чего организация реального противо-
действия столкновению Земли с ОСЗ невозможна.
Техническая часть проблемы противодействия астероидной
опасности представляется наиболее сложной и, безусловно,
требующей наибольших финансовых затрат. Глобальная система
защиты Земли должна включать в себя, прежде всего, систему
обнаружения ОСЗ, слежения за ними, определения их орбит и
других параметров и принятия решения по организации противо-
действия в случае реальной угрозы Земле. Далее, подобная система
должна располагать ракетно-космическим комплексом для
доставки средств воздействия на ОСЗ. В качестве таких средств
могут использоваться ядерные заряды, кинетические импакторы,
двигатели малой тяги, концентрированные пучки лучистой энергии
и пр. Как отмечалось в предыдущих главах, сегодняшний уровень
науки и техники позволяет разработать такую системы защиты
Земли, но для ее реального создания потребуется новые иссле-
дования, дополнительные конструкторские решения, проведение
экспериментов в космосе.
Отметим, что в научных кругах в настоящее время нет едино-
душия относительно допустимости применения ядерного оружия в
космосе и проведения экспериментов по изменению орбит
астероидов. Подобные эксперименты несут риск непредвиденных
последствий. Можно представить, что траектория астероида будет
изменена в результате ошибки персонала или целенаправленных
действий преступной группировки таким образом, что это приведет
к столкновению с Землей. Но даже если исключить подобную
возможность (например, для экспериментов можно выбрать объект,
не сближающийся с Землей), то создание крупномас-штабной
системы обороны от ОСЗ с применением ядерного оружия таит
риск случайного или сознательного его использования в
непредусмотренных целях. Сбрасывать со счета подобные
аргументы нельзя. Необходимо тщательное сравнение риска,
связанного с созданием системы защиты, с тем риском, которомы
мы подвергаемся, оставаясь без нее. К тому же, система защиты,
основанная на ядерной технологии, не является безальтернативной.
Для противодействия столкновению с телами до нескольких сот
метров могут с успехом применяться кинетические импакторы
204 Глава 8
различных модификаций (Hill, 1995). Тела километровых размеров
астероидной природы и короткопериодические кометы могут быть
обнаружены заблаговременно, что дает возможность отклонить их
траектории без применения ядерного арсенала. Постоянная система
защиты, основанная на использовании ядерного оружия, в
обозримом будущем требуется лишь для защиты от долго-
периодических комет, предсказать появление которых невозможно.
Однако поток таких комет на Землю существенно меньше, чем
поток тел астероидной природы.
Несмотря на необходимость значительных финансовых
вложений в решение технической части проблемы противодействия
астероидной опасности начало ее осуществления нельзя откла-
дывать на будущее. Настоящий момент, когда уменьшилось
противостояние двух военно-политических блоков, является
благоприятным для конверсии военного производства и исполь-
зования военных технологий для защиты Земли от космической
опасности. Это даст возможность сохранить и развить далее
накопленный высокий научный и технологический потенциал.
Создание глобальной системы защиты Земли неотделимо от
решения ряда политических проблем, которые в настоящий момент
все еще разделяют мир. Проблема астероидной опасности
интернациональна по своей природе: космические катастрофы
угрожают всем странам вместе и каждой в отдельности. Орга-
низация защиты Земли также не может быть делом одной страны
или группы стран. Во-первых, сложность задачи столь велика, что
ее решение не по плечу отдельно взятой стране. Для этого
потребуется объединить научный и технический потенциал всех
стран. Во-вторых, и это главное, такая система не может функ-
ционировать вне рамок международного соглашения, так как
разработка новых технологий и проведение экспериментов в
космосе по их апробации находятся в тесной связи с военным
потенциалом стран и их безопасностью. Таким образом, постро-
ение глобальной системы защиты Земли возможно лишь в условиях
углубляющейся разрядки в международных отношениях, на фоне
роста доверия между странами. С другой стороны, можно отметить,
что совместные усилия различных стран по реализации общей цели
должны способствовать росту доверия между ними.
Как это видно из обзора, данного в главе 3, проблема асте-
роидно-кометной опасности переживает в настоящее время эпоху
Некоторые нерешенные задачи 205
динамичного развития. Важность этой проблемы была, прежде
всего, оценена Международным астрономическим союзом. На
государственном уровне проблема рассмотрена Конгрессом США.
В ноябре 1995 г. проблема была вынесена на обсуждение Комитета
по науке и технологии Совета Европы. По результатам обсуждения
Парламентская Ассамблея Совета Европы приняла 20 марта 1996 г.
развернутую резолюцию. В этой резолюции Совет Европы
призывает правительства стран-участниц и Европейское косми-
ческое агенство (ЕКА) способствовать созданию Международного
Фонда «Космическая стража» и оказать необходимую поддержку
международной программе, имеющей целью возможно более
полную каталогизацию ОСЗ, прежде всего размером крупнее
0.5 км, определение их орбит и физических характеристик.
Резолюция также призывает страны-участницы и ЕКА обеспечить
координацию национальных инициатив, участие в программе
создания небольших спутников Земли для обнаружения и изучения
ОСЗ и в разработке долговременной стратегии противодействия
опасным объектам.
Россия, которая недавно стала членом Совета Европы, может и
должна воспользоваться этими рекомендациями.
Надо отметить, что подготовка федеральной программы России
по созданию системы защиты Земли от ОСЗ уже началась. В апреле
1995 г. в Москве состоялось совещание представителей различных
ведомств с целью выработки рекомендаций по координации работ
по проблеме астероидной опасности. Совещание отметило, что
астероидная опасность стоит в ряду важнейших глобальных
проблем, которые неизбежно придется решать человечеству
объединенными усилиями различных стран. Благодаря своему
высокому научно-техническому потенциалу Россия в этом
объединении может находиться в составе лидирующей группы.
Активная позиция России будет способствовать подъему авто-
ритета страны, сохранению и развитию важнейших отраслей науки
и техники. Совещание рекомендовало представить руководству
Российской Федерации предложения для формирования феде-
ральной программы и международных инициатив по созданию
Системы противоастероидной защиты Земли (СПАЗЗ) и образовало
Рабочую группу для реализации этих предложений.
Подводя итог современному состоянию проблемы в России,
отметим, что создание в 1992 г. в С.-Петербурге Международного
206 Глава 8
института проблем астероидной опасности (МИПАО) явилось
своевременным шагом, который способствовал как развитию
исследований данного направления в России и СНГ, так и тесным
научным связям российских специалистов с зарубежными
коллегами.
МИПАО является общественной организацией, управляемой
Директором и Советом Попечителей, в число которых входят
видные российские и зарубежные ученые. Обладая минимальным
штатом постоянных сотрудников, МИПАО выполняет большой
объем исследований за счет предоставления грантов временным
коллективам исследователей из других учреждений России и СНГ.
Источником финансирования МИПАО являются добровольные
пожертвования, доходы от издательской деятельности и рекламы,
продажи научной продукции. Серьезную финансовую помощь
деятельности МИПАО оказали Российский фонд фундамен-
тальных исследований и Министерство науки и технической
политики.
Деятельность Института охватывает широкий спектр проблем,
включающий в себя:
- информационное обеспечение проблемы астероидно-
кометной опасности;
- построение динамических и эволюционных теорий ОСЗ;
- эфемеридное обеспечение ОСЗ;
- слежение за известными и открытие новых ОСЗ;
- радиолокационные наблюдения ОСЗ;
- изучение физических свойств ОСЗ;
- изучение следов прошлых столкновений;
- моделирование процесса столкновения;
- моделирование последствий катастроф;
- разработка методов предупреждения катастроф.
Институтом накоплен опыт координации и поддержки иссле-
дований по всем указанным разделам. В 1992-1996 гг. МИПАО
возглавил широкомасштабные кампании по наблюдению сбли-
жения малой планеты 4179 Toutatis с Землей, наблюдению падения
Некоторые нерешенные задачи 207
кометы Шумейкер-Леви 9 на Юпитер и другие работы. Стали уже
привычными регулярно проводимые МИПАО совместно с ИТА
Всероссийские конференции с международным участием по
тематике астероидной опасности. В течение нескольких лет
МИПАО ведет в Крыму на базе Крымской астрофизической
обсерватории строительство специализированного телескопа,
предназначенного для работы по проблеме астероидной опасности.
Создаваемая установка является первой в СНГ. Ее предполагается
включить в европейскую и международную сеть, а в дальнейшем
сделать прообразом других аналогичных установок.
Нам представляется, что на данном этапе развития работ по
проблеме астероидной опасности МИПАО должен в полной мере
использовать свои организационные возможности и научные связи
для включения астрономических обсерваторий и наблюдательных
станций на территории СНГ в проект «Космическая стража» для
полноценного их участия в координированных усилиях по
выявлению наиболее опасных космических объектов, слежения за
ними и изучения их физических характеристик. Участие ряда
обсерваторий и институтов в международном проекте создаст
хорошие предпосылки для развития в России и странах СНГ всего
комплекса исследований по проблеме астероидно-кометной
опасности. В поддержке и развитии этих исследований МИПАО по-
прежнему видит свою главную задачу.

ПРИЛОЖЕНИЯ

Приложение 1
ФОНД «КОСМИЧЕСКАЯ СТРАЖА»
УСТАВ
Статья 1
Ассоциация
Ассоциация под названием Фонд «Космическая стража»,
именуемая в дальнейшем Ассоциация, настоящим учреждается как
юридическое лицо с офисом, зарегистрированным в Риме (Италия).
Статья 2
Характер Ассоциации
Ассоциация является непартийной, неполитической и
некоммерческой организацией. Все, кто считает целесообразным
стремиться к достижению целей, поставленных Ассоциацией, могут
стать ее членами, независимо от страны проживания, нацио-
нальности, пола, расы, политических убеждений или веро-
исповедания. Ассоциация носит интернациональный характер, она
свободна и независима от правительств, политических организаций
или партий. Английский язык принят в качестве официального
языка Ассоциации.
212 Приложения
Статья 3
Цели Ассоциации
Своей первоочередной задачей Ассоциация считает защиту
природы и человеческой цивилизации. В настоящее время
общепринятым является тот факт, что Земля в прошлом, а это
следует ожидать и в будущем, подвергалась бомбардировке телами
Солнечной системы (кометами и астероидами). В наиболее
серьезных случаях эти столкновения ставят под угрозу сущес-
твование многих видов живых организмов, включая человека.
Основная задача Ассоциации может быть достигнута
посредством организации службы наблюдения и защиты Земли от
столкновения с кометами и астероидами, именуемыми в даль-
нейшем ОСЗ — объектами, сближающимися с Землей. Поэтому
Ассоциация ориентирована на проведение общенаучных иссле-
дований и преследует следующие цели:
а) обеспечение и координация деятельности на международной
основе, направленной на обнаружение, слежение и вычисление
орбит ОСЗ;
б) обеспечение исследований физико-минералогических
характеристик малых тел Солнечной системы, прежде всего ОСЗ,
на теоретическом, наблюдательном и экспериментальном уровнях.
в) обеспечение и координацию деятельности наземной
наблюдательной сети (системы «Космическая стража»), поддер-
живаемой возможной спутниковой сетью, для обнаружения и
последующего астрометрического и физического исследования.
С целью пропаганды своей научно-исследовательской
деятельности, придания ей практической направленности и
обеспечения тем самым эффективного вклада в безопасность
мирового сообщества Ассоциация предлагает:
- обмениваться и распространять научную, культурную,
экономическую и социальную информацию, представляющую
интерес для человечества в целом;
- использовать уже существующие обсерватории или создать
и обеспечивать функционирование новых для проведения
исследований в полосах видимого, инфракрасного и ультра-
Приложения 213
фиолетового диапазонов электромагнитного спектра, а также
обеспечивать функционирование радиолокационных станций;
- создать Институт «Космическая стража» и управлять им в
целях проведения теоретических исследований, формирования
оперативных предложений, обучения молодых специалистов,
поддержания контактов с международным научным сообществом
и непрофессиональными организациями;
- финансировать и поддерживать Координационный центр,
обеспечивая его персоналом и оборудованием, для сбора, обработки
и регистрации данных, а также выработки наблюдательной
стратегии системы «Космическая стража»;
- содействовать распространению информации о возможных
или вероятных сближениях, с тем чтобы дать возможность
уполномоченным на то национальным и международным
организациям предпринять все необходимые действия для
предотвращения или ограничения возможного ущерба окружающей
среде в результате падения космического объекта;
- содействовать увеличению производства полнометражных
фильмов, видеоматериалов, выпуску информационных бюллетеней,
развитию издательского дела с целью распространения новостей и
информации о состоянии исследований как через печать, так и по
электронным сетям;
- поощрять и поддерживать организацию симпозиумов,
конференций и дискуссий по тематике, входящей в задачи
Ассоциации. Для достижения указанных целей Ассоциация может
предпринимать любые социальные, политические, культурные,
экономические и правовые инициативы как самостоятельно, так и
в сотрудничестве или по согласованию с другими общественными
и частными организациями, другими Ассоциациями, компаниями
и международными организациями. Кроме того, Ассоциация может
способствовать созданию ассоциаций подобного рода за рубежом,
имеющих своими целями решение одной или нескольких задач
данной Ассоциации. Ассоциация намеревается принимать
непосредственное участие в деятельности таких ассоциаций.
214 Приложения
Статья 4
Членство в Ассоциации
Членами Ассоциации могут быть физические и юридические
лица, граждане Италии и иностранцы, независимо от пола, расовой
или национальной принадлежности^ политических и религиозных
убеждений, считающие полезным помогать достижению целей
Ассоциации. Членство имеет следующие категории: Попечители,
члены Группы поддержки, Постоянные члены, Ассоциированные
члены.
Попечителями могут быть граждане Италии или иностранцы,
пользующиеся признанным авторитетом в области науки и
культуры, желающие придерживаться целей Ассоциации и
морально поддерживать ее. Попечители, образующие Совет
Попечителей, назначаются по предложению не менее одной трети
Совета Директоров при отсутствии голосов против. Члены Совета
Попечителей освобождаются от уплаты членских взносов. При
необходимости внесения поправок в текст данного Устава
Президент может запросить мнение членов Совета Попечителей
на этот счет.
Группа поддержки образуется из:
а) учредителей Ассоциации, подготовивших ее Устав;
б) лиц, получивших в период подготовки Устава письменное
приглашение одного из учредителей Ассоциации стать членом
Группы поддержки;
в) из числа Постоянных членов, особо отличившихся в
поддержке и развитии Ассоциации посредством значительного
экономического вклада и/или активной деятельности. Постоянные
члены избираются в Группу поддержки Советом Директоров
большинством голосов по представлению Президента. Их членство
в Группе поддержки является временным. Оно сохраняется за ними
до тех пор, пока это является оправданным по мнению Совета
Директоров. Члены Группы поддержки платят членские взносы.
Постоянными членами могут стать лица, намеривающиеся
активно участвовать в реализации целей Ассоциации, подавшие
заявление о приеме в члены Ассоциации и заявившие о согласии с
Приложения 215
данным Уставом.
Постоянные члены независимо от того, являются ли они
физическими или юридическими лицами, должны вносить
ежегодно членские взносы и участвовать, как указано в настоящем
Уставе, в регулярно проводимых Собраниях членов Ассоциации с
правом голоса. Заявление о приеме в Постоянные члены
Ассоциации представляются Совету Директоров, который решает
этот вопрос большинством голосов без указания мотивировки.
Ассоциированными членами могут стать лица, интере-
сующиеся проблемами, входящими в сферу деятельности
Ассоциации, но не намеренные принимать активное участие в
достижении ее целей и ограничивающиеся только финансовой
поддержкой деятельности Ассоциации. Ассоциированные члены
не имеют права голоса. Принятие в Ассоциированные члены
решается Советом Директоров при отсутствии голосов против, что
санкционирует выдачу членского билета.
Статья 5
Права и обязанности членов
Члены имеют право входа в помещение Ассоциации и участия
во всех ее мероприятиях. Члены обязаны делать взносы в
соответствии с данным Уставом, внутренними инструкциями и
резолюциями, принятыми органами Ассоциации. Члены Группы
поддержки и Постоянные члены имеют право исполнять любые
обязанности, за исключением обязанностей Президента и членов
Совета Директоров, что является прерогативой только членов
Группы поддержки. Прошение об отставке подается в письменном
виде и вступает в силу после поступления его в орган Ассоциации,
членом которой является лицо, подавшее прошение.
Статья 6
Исключение и выход из Ассоциации
Члены Ассоциации имеют право свободного выхода из нее в
любое время, для чего необходимо подать письменное заявление
216 Приложения
Совету Директоров; допускается отправка заявления по почте
заказным письмом с уведомлении о вручении.
Член Ассоциации утрачивает членство:
а) при уходе в отставку, лишении дееспособности, смерти;
б) при непосещении трех Собраний членов Ассоциации подряд
без уважительной причины;
в) при неуплате членских взносов в течение шести месяцев
после установленной даты;
г) при совершении действий, противоречащих целям Ассо-
циации;
д)в случаях, если личное или общественное поведение
противоречит целям Ассоциации и наносит ущерб ее
престижу.
В положениях, перечисленных в пунктах б, в, г, д, лишение
права членства решается Советом Директоров; резолюция Совета
Директоров может быть обжалована путем апелляции к Собранию
членов Ассоциации в течение 15 дней с момента получения
соответствующего уведомления.
Статья 7
Имущество и доходы Ассоциации
Имущество Ассоциации может состоять из движимости и
недвижимости в Италии и за рубежом, приобретенного путем
покупки, получения в дар, в результате наследования, а также
целевых денежных вкладов.
Имущество Ассоциации является неделимым. Имуществом
Ассоциации непосредственно распоряжается Совет Директоров,
который может делегировать свои права другим лицам.
Доходы Ассоциации состоят из:
- регулярных ежегодных членских взносов, вносимых членами
Ассоциации в сумме, определяемой Собранием членов в начале
каждого финансового года;
- вкладов и добровольных пожертвований членов Ассоциации,
1 также других лиц, включая общественные и частные организации;
- любых других доходов, связанных с деятельностью или
Приложения 217
имуществом Ассоциации;
Членские взносы не подлежат возврату. Никто из членов
Ассоциации не имеет каких-либо прав на имущество Ассоциации,
пока она существует.
Статья 8
Годовые отчеты
Финансовый год длится с 1 января по 31 декабря каждого года.
Совет Директоров после окончания очередного финансового года
к 30 апреля подводит окончательный баланс Ассоциации,
составляет бюджет на текущий год и представляет эти документы
Собранию членов Ассоциации на утверждение.
Статья 9
Структура Ассоциации
Ассоциация состоит из следующих органов:
- Совет Попечителей;
- Собрания членов;
- Совета Директоров;
- Президента;
- Вице-Президента;
- Секретаря;
- Казначея.
Статья 10
Совет Попечителей
Совет Попечителей состоит из Членов-Попечителей. Совет
является консультативным органом Президента по всем вопросам,
касающимся деятельности Ассоциации. По запросу Президента
Совет формирует мнение, в частности, относительно поправок к
Уставу Ассоциации.
218 Приложения
Статья 11
Собрание членов
Собрание членов Ассоциации является органом, принимающим
решения. Президент регулярно созывает Собрания, в Италии или
за границей, по меньшей мере один раз в год; внеочередные
Собрания созываются Президентом в случае необходимости либо
по его инициативе, либо по просьбе не менее 1/3 состава Совета
Директоров или 1/3 членов Группы поддержки и Постоянных
членов. Все члены Ассоциации, уплатившие членские взносы к
моменту созыва, имеют право присутствовать на Собраниях членов
Ассоциации. Совет Директоров может созывать Собрания,
проводимые посредством электронной сети, согласно правилам,
указанным в данной статье.
Собрание членов Ассоциации:
- обеспечивает выборы Совета Директоров, члены которого
избираются из состава Группы поддержки;
- обсуждает программу и направление деятельности Ассо-
циации, снабжая Совет Директоров основополагающими
указаниями;
- исследует общие проблемы, представляющие интерес для
Ассоциации;
- устанавливает сумму ежегодных членских взносов;
- ратифицирует поправки к Уставу, представленные Советом
Директоров.
Извещение о Собрании рассылаются обычной почтой, по факсу
или электронной почтой по крайней мере за 30 дней до даты
проведения Собрания. Извещение должно содержать перечень
вопросов, включенных в повестку Собрания, дату и место
проведения Собрания, либо сообщение о том, что Собрание
проводится посредством электронной сети. В первом случае
должны быть обеспечены два повторных приглашения, в то время
как во втором — должна быть указана длительность дискуссии.
Члены могут быть представлены в Собрании другими членами,
разделяющими их мнение по вопросам, стоящим в повестке
Собрания, путем оформления факсимильной доверенности,
Приложения 219
направляемой в официальную резиденцию Ассоциации за день до
начала дискуссии.
В случае проведения Собрания посредством электронной сети
подача голоса за каждую резолюцию должна быть подтверждена,
помимо электронного сообщения, факсом в день голосования. В
противном случае голос считается недействительным. Секретарь
Ассоциации подсчитывает действительные голоса и сообщает
результаты Президенту в тот же самый день.
Решения Собрания, принятые абсолютным большинством
голосов, поданных в соответствии с данной статьей, имеют
законную силу, независимо от числа участвовавших в голосовании
членов.
Секретарь Ассоциации ведет протоколы Собрания, которые
подписываются Президентом. Если Собрание членов проводится
посредством электронной сети, протоколом является совокупность
всех сообщений, полученных в течении срока, указанного в
объявлении о проведении Собрания.
Статья 12
Совет, Директоров
Совет Директоров может иметь в своем составе от 3 до 7 членов,
выбранных из числа членов Группы поддержки. Он собирается очно
или посредством электронной сети по приглашению Президента.
Совет Директоров обличен полномочиями для выполнения
повседневного и чрезвычайного управления Ассоциацией и
обладает властью для выполнения любых действий, полезных для
целей Ассоциации, за исключением тех, которые резервируются
этим Уставом за Собранием членов.
Совет Директоров осуществляет следующие функции:
- избирает Президента и Вице-Президента Ассоциации из
числа своих членов, на первом же собрании Совета после
выборов;
- избирает Секретаря и Казначея из числа членов Ассоциации,
включая Постоянных членов;
- определяет Попечителей и членов Группы поддержки, а
220 Приложения
также принимает в Постоянные члены.
- созывает Собрания членов при необходимости или по
просьбе не менее 1/3 лиц, имеющих на это право;
- подготавливают бюджет и документы по окончательному
балансовому отсчету Ассоциации и представляют их на
утверждение Собранию членов Ассоциации к 30 апреля
каждого года;
- принимает решения большинством в 2/3 голосов своих
членов о возможных изменениях настоящего Устава, которые
должны быть ратифицированы Собранием членов Ассо-
циации; изменения приобретают силу только после
ратификации;
- реализует постановления Собрания;
- выдвигает и формирует предложения и инициативы для
Собрания членов Ассоциации;
- предпринимает другие действия, способствующие дости-
жению целей Ассоциации, в рамках указаний, принятых
Собранием членов.
Совет Директоров принимает решения большинством голосов
своих членов. Срок полномочий членов Совета Директоров длится
три года; полномочия могут возобновляться; члены, определенные
впервые при регистрации Ассоциации, сохраняют свой статус в
течение шести лет.
Статья 13
Президент
Президент избирается большинством голосов Совета Дирек-
торов тайным голосованием сроком на три года с правом его
продления.
Президент имеет право:
- быть официальным представителем Ассоциации в Италии
и за рубежом;
- созывать заседания Совета Директоров, а также Собрания
членов Ассоциации и председательствовать на них;
- обеспечивать исполнение принятых решений;
Приложения 221
- координировать деятельность Ассоциации.
Президент наделяется правом открывать текущие счета в
кредитных учреждениях в Италии и за рубежом и производить
любые операции обычного управления делами. Он также
наделяется правом осуществлять специальные и общие полномочия
юридического лица.
Совет Директоров санкционирует решения вопросов, выходя-
щих за рамки обычного администрирования.
Статья 14
Вице-Президент
Замещает Президента в случае его отсутствия или препятствий
выполнению Президентом его функций. Вице-Президент может
быть наделен письменными полномочиями для индивидуального
ведения дел, связанных с обычными административными
функциями.
Статья 15
Секретарь
Секретарь ведет протоколы Собраний членов Ассоциации и
заседаний Совета Директоров, является ответственным лицом за
переписку, отвечает за регистрацию отчетов и документов
Ассоциации и обеспечивает с помощью сотрудников перевод на
итальянский язык всех тех документов, которые должны быть
составлены на итальянском языке в соответствии с законом.
Срок пребывания в должности составляет три года и может
продлеваться.
Секретарские расходы, относящиеся к ведению дел Ассо-
циации, покрываются Ассоциацией.
222 Приложения
Статья 16
Казначей
Казначей несет ответственность за денежные фонды Ассо-
циации. Расходы должны быть санкционированы Президентом, а
в случае его отсутствия или мешающих обстоятельств — Вице-
Президентом, а при отсутствии или невозможности выполнения
этих обязанностей обоими, — Директором; соответствующие
документы должны храниться и быть представлены в случае их
законного востребования.
Казначей выполняет свои обязанности в течение трех лет и
может быть переизбран в этой должности не более чем на два срока.
Статья 17
Безвозмездность исполнения должностных обязанностей
Исполнение должностных обязанностей в Ассоциации является
безвозмездным. Санкционированные и документально подтвер-
жденные расходы могут возмещаться.
Статья 18
Ликвидация Ассоциации
В случае роспуска Ассоциации по какой бы то ни было причине
ее собственность передается в соответствии с процедурами,
установленными в согласии с законоположениями и принятыми
Собранием членов Ассоциации большинством голосов по меньшей
мере 2/3 членов Ассоциации.
Статья 19
Заключительные положения
В случаях, не предусмотренных данным Уставом, следует
руководствоваться положениями действующего законодательства.
Приложения 223
Примечание
Оригинальный текст Устава составлен на итальянском языке.
Данный перевод на русский язык выполнен с перевода ориги-
нального текста на английский язык. Итальянский текст является
единственным, имеющим законную силу, поскольку Фонд
зарегистрирован в Италии.
Приложение 2
Персональный состав Фонда «Космическая стража»
Ниже приводится персональный состав Фонда на 8 июля 1996 г.
Совет Директоров
А. Карузи (Andrea Karusi) — Президент
Д. Стил (Duncan I.Steel) — Вице-Президент
С. Исобе (Syuzo Isobe)
Б. Марсден (Brian G.Marsden)
К. Муйнонен (Karri Muinonen)
Ю. Шумейкер (Eugen M.Shoemaker)
Секретарь
М. Карпино (Mario Carpino)
Члены Группы поддержки
Э. Бауэл (Е. Bowell), США
Р. Бинзел (R. Р. Binzel), США
К. Бланко (С. Blanco), Италия
Р. Вест (R. West), Германия
Г. Вильямс (G. V. Williams), США
И. Вильямс (I. Р. Williams), Англия
Т. Герелс (Т. Gehrels), США
Л. Джонсон (L. N. Johnson), США
А. Л. Зайцев (A. Zajtsev), Россия
224 Приложения
С. Исобе (S. Isobe), Япония
Д. Йоманс (D. К. Yeomans), США
Г. Канаван (G. Н. Canavan), США
М. Карпино (М. Carpino), Италия
А. Карузи (A. Carusi), Италия
К.-И. Лагерквист (K.-I. Lagerkvist), Швеция
Дж. Ламберт (J. V. Lambert), США
Б. Марсден (В. G. Marsden), США
А. Маури (A. Maury), Франция
А. Милани (A. Milani), Италия
Д. Моррисон (D. Morrison), США
К. Муйнонен (R. Muinonen), Финляндия
Г. Нейкум (G. Neukum), Германия
С. Остро (S. J. Ostro), США
П. Правец (Р. Pravec), Чехия
Д. Рабинович (D. L. Rabinowitz), США
X. Рикман (Н. Rickman), Швеция
П. Сейделман (Р. К. Seidelmann), США
П. Сиколи (Р. Sicoli), Италия
А. Г. Сокольский (A. Sokolsky), Россия
Д. Стил (D. Steel), Австралия
Г. Танкреди (G. Tancredi), Уругвай
Г. Хан (G. J. Hahn), Германия
А. Харрис (A. W. Harris), США
Э. Хелин (Е. F. Helin), США
К. Чепмен (С. R. Chapman), США
X. Шоль (Н. Scholl), Франция
Ю. Шумейкер (Е. К. Shoemaker), США
К. Шумейкер (С. S. Shoemaker), США
Попечители
А. Кларк (А. С. Clarke), США
Артур Кларк — автор многих широко известных
научно-фантастических произведений, в том числе
«Prelude to Space», (1951), «Childhood’s End», (1953), и
«2001: A Space Odyssey», (1968). В «Rendezvous with
Rama», (1973), он описал результаты столкновения
астероида с Землей и создание организации «Космическая
стража» для защиты Земли от таких событий.
Приложение 3
Как стать членом Фонда «Космическая стража»
Заявление о принятии в Постоянные или Ассоциированные
члены Фонда (см. выше статью 4 Устава Фонда) следует направлять
Президенту Фонда А. Карузи по адресу:
Dr. Andrea Carusi
Istituto di Astrofisica Spaziale
Sezione di Planetologia
viale dell’Universita, 11
1-00185 Roma
Italy
Факс: +39-6-4454969
или по электронной почте: spaceguard@satum.ias.fra.cnr.it
Текущую информацию о Фонде «Космическая стража»
можно получить с WWW страницы Фонда по адресу:
http://www.brera.mi.astro.it/SGF/

ЛИТЕРАТУРА

Акимов Л. А., Лупишко Д. Ф., Бельская И. Н., 1983. О фотометрической неодно-
родности поверхностей астероидов. — Астрон. журн., т. 60, № 5, с. 999.
Акимов Л. А., Тишковец В. П., Шкуратов Ю. Г., 1983. —В кн.: Фотометрические
и поляриметрические исследования небесных тел, Киев, “Наукова думка”,
с. 42.
АО-92: Труды Всесоюзного совещания “Астероидная опасность”, 10-11 окт.
1991 г. (ред. Сокольский А. Г.), 1992, СПб, Изд. ИТА РАН, 206 с.
АО-93: Труды Комплексной конференции с международным участием “Астероид-
ная опасность-93”, 25-27 мая 1993 г. (ред. Сокольский А. Г.), 1993, СПб,
Изд. МИПАО и ИТА РАН, 119 с.
АО-95: Тезисы докладов Всероссийской конференции с международным участием
“Астероидная опасность-95”, 23-25 мая 1995 г. (ред. Сокольский А. Г.), 1995,
СПб, Изд. МИПАО и ИТА РАН, тг. 1-3.
АО-96: Тезисы докладов Международной конференции “Астероидная опас-
ность-96”, 15-19 июля 1996 г. (ред. Сокольский А. Г.), 1996, СПб, Изд.
МИПАО и ИТА РАН, 145 с.
Ахметшин Р. 3., Ивашкин В. В., Смирнов В. В., 1993. Анализ воздействия удар-
ного импульса скорости на орбиту астероида, сближающегося с Землей. —
Астрон. вести., т. 28, № 1, сс. 13-20.
Барнс Дж. А., Сафронов В. С., 1974. Углы нутации у астероидов.— Изв.
АН СССР, сер. физика Земли, № 11, сс. 3-10.
Батырь Г. С., Семенов Б. И., Трекин В. В., 1996. О некоторых ограничениях ра-
кетно-ядерной технологии нейтрализации угрожающих космических объек-
тов. — В кн.: АО-96, сс. 33-37.
Беляев Н. А., Чернетенко Ю. А., 1979. Сопоставление двух методов учета неграви-
тационных сил в движении комет. — Бюлл. ИТА, т. 14, стр. 455-460.
230 Литература
Бондаренко А. П., Гусев В. Б., 1995. Концепция создания комплексной глобальной
системы минимизации астероидной опасности. — В кн.: АО-95, т. 2,
сс. 23-24.
Бордовицына Т. В., 1984. Современные численные методы в задачах небесной
механики. М., “Наука”, 136 с.
Васильев С. В., Ефимов Ю. С., Лупишко Д. Ф., Шаховской Н. М., 1993. Пяти-
цветная поляриметрия астероида 4179 Тоутатис. — В кн.: АО-93, с. 18.
Виноградова Т. А., Кастель Г. Р., Кочетова О. М., Сокольский А. Г., Сумзи-
на Н. К., Филиппова И. А., 1992. Каталог АСЗ сегодня. — В кн.: АО-95, т. 1,
с. 23.
Виноградова Т. А., Кастель Г. Р., Кочетова О. М., Сокольский А. Г., Сумзи-
на Н. К., Филиппова И. А., 1995. Каталог АСЗ. — В кн.: АО-95, т. 1, с. 23.
Вуд Дж., 1971. Метеориты и происхождение Солнечной системы. М., “Мир”,
176 с.
Голубева Л. Ф., 1989. Некоторые астероиды групп Аполлона и Амура на диаграм-
мах параметров метеоритов. — Астрон. вести., т. 23, № 3, сс. 226-232.
Гусев В. Б., 1992. Концепция использования РЛС раннего предупреждения в целях
минимизации астероидной опасности. — В кн.: АО-92, сс. 53-57.
Давыдов В. Д., 1981. О возможном механизме происхождения периодических ко-
мет. — Космич. исслед., т. 19, № 5, сс. 749-762.
Дейч А. Н., 1973. Фотографическая астрометрия. — В кн.: Курс астрофизики и
звездной астрономии (ред. А. А. Михайлов). М., “Наука”, сс. 178-271.
Демченко Б. И., Диденко А. В., Матягин В. С., 1990. Автоматизация наблюдений
подвижных космических объектов. Алма-Ата, Астрофиз. инет. АН КазССР,
158 с.
Добров А. В., Зайцев А. В., Маглинов И. Д., Соколова Ю. Г., Чесноков А. Г.,
Свешников М. Л., Сокольский А. Г., 1996. Возможные подходы к форми-
рованию космической службы наблюдения астероидов и комет. — В кн.:
АО-96, сс. 49-50.
Добровольский О. В., Герасименко С. И., 1987. Каталог комет с признаками дроб-
ления ядер. — Бюлл. инет. Астрофиз. АН ТаджССР, № 77, сс. 3-9.
Добровольский О. В., 1980. Реактивное самозакручивание как одна из причин
распада кометных ядер. — Кометы и метеоры, № 27, сс. 3-11.
Добронравии П. П., Можжерин В. М., Прокофьев В. К., Черных Н. С., 1970. Теле-
визионные наблюдения малой планеты 1566 Икар с 2.6-метровым рефлек-
тором. — Изв. Крымск, астрофиз. обе., т. 41-42., сс. 400-405.
Дробышевский Э. М., 1995. Возможность изменения орбит комет за счет внут-
ренних источников энергии. — В кн.: АО-95, с. 33.
Дубяго А. Д., 1948. О вековом ускорении движения короткопериодических ко-
мет. — Астрон. журн., т. 25, сс. 361-368.
Литература 231
Зайцев А. Л., 1992. Проект радиолокации астероида 4179 Toutatis на волне 6 см в
декабре 1992 г. — В кн.: АО-93, сс. 50-52.
Зайцев А. Л., Кривцов А. П., Зайцева О. С., Шубин В. А., 1993. 4179 Тоутатис —
двойной астероид. — В кн.: АО-93, сс. 36-37.
Зайцев А. Л., Ржига О. Н., Кривцов А. П., Зайцева О. С., Шубин В. А., 1993. Оцен-
ка периода вращения астероида 4179 Тоутатис по данным радиолокации на
волне 6 см. — В кн: АО-93, сс. 40-41.
Зайцев А. Л., Сокольский А. Г., Ржига О. Н., Вышлов А. С., Кривцов А. П., Шу-
бин В. А., 1993. Радиолокационные исследования астероида 4179 Тоутатис
на волне 6 см. — Радиотехника и электроника, т. 38, сс. 1842-1850.
Зецер Ю. И., Ланцбург Е. Я., 1992. Разрушение гетерогенных диэлектрических
сред интенсивным микроволновым излучением. — ДАН СССР, т. 324, н. 5,
сс. 1011-1014.
Зецер Ю. И., Монастырский И. Б., Ратников Е. В., 1993. О возможности “увода”
метеороида от столкновения с Землей воздействием СВЧ-излучения. —
В кн.: АО-93, сс. 101-102.
Ивашкин В. В., 1995. Сравнительный анализ ударного и термоядерного методов
уменьшения астероидно-кометной опасности. — В кн.: АО-95, т. 2, с. 53.
Ивашкин В. В., Смирнов В. В., 1993. Сравнительный анализ некоторых методов
предотвращения столкновения Земли и астероида. — В кн.: АО-93, с. 95.
ИТА-94: Тезисы международной конференции “Современные проблемы теорети-
ческой астрономии” (ред. А. Г. Сокольский). 1994, ИТА РАН, МИПАО,
т. 1,2,3.
ИТА-94а: Тезисы Всероссийской конференции с международным участием “Прог-
раммы наблюдений высокоорбитальных спутников Земли и небесных тел
Солнечной системы” (ред. А. Г. Сокольский), 1994, ИТА РАН, МИПАО,
129 с.
Каймаков Е. А., Светов Ю. И., 1995. О воздействии на астероиды пористой струк-
туры, сближающихся с Землей. — В кн.: АО-95, т. 2, сс. 57-58.
Караваев Ю. С., Медведев В. Н., Палачев Ю. М., Тергоев В. И., Сала-
хутдинов Р. Т., 1995. ИК-астрокомпЛекс Саянской обсерватории ИСЗФ и
возможности его использования для сверхдальнего обнаружения опасных
космических объектов. — В кн.: АО-95, т. 2., с. 61.
Карпинский В. Н., 1993. Обнаружение околосолнечных астероидов.—
В кн.: АО-93, с. 48.
Кастель Г. Р., 1995. Астероиды, сближающиеся с Землей. Обзор открытий. —
В кн.: АО-95, т. 1,с. 25.
Кастель Г. Р., Кочетова О. М., Сокольский А. Г., Тимошкова Е. И., Шор В. А.,
1992. Электронная книга «Каталог АСЗ»: сортояние и перспективы. —
В кн.: АО-92, сс. 23-26.
232 Литература
Киселев А. А., 1989. Теоретические основания фотографической астрометрии.
М., “Наука”, 259 с.
Клумов Б. А., Кондауров В. И., Конюхов А. В., Медведев Ю. Д., Сокольский А. Г.,
Утюжников С. В., Фортов В. Е., 1994. Столкновение кометы Шумейкер-
Леви 9 с Юпитером: что мы увидим? — Успехи физических наук, т. 164,
№ 16, сс. 617-630.
Ковтуненко В. М., Роговский Г. Н., Суханов К. Г., Чесноков А. Г., Папков О. В.,
Божор Ю. А., Зайцев А. В., Котин В. А., Маглинов И. Д., Фешин И. В., 1995.
Возможности построения системы защиты Земли от астероидов и комет на
базе современных технологий. — В кн.: АО-95, т. 2, сс. 65-66.
Кондауров В. И., Ломов И. Н., Фортов В. Е., 1995. Результаты взрыва на опасном
астероиде: отклонение или разрушение. — В кн.: АО-95, т. 2, с. 71.
Кошелев В. А., Севастьянов В. В., Расновский Ю. В., 1992. Обзор методов проти-
водействия астероидной опасности и их эффективности. — В кн.: АО-92,
сс. 102-104.
Кошкин Н. И., 1988. Диссертация на соискание ученой степени к.ф.м.н., Одесский
гос. ун-т.
Кринов Е. Л., 1955. Основы метеоритики. М., Гостехизд, 110 с.
Крюков Б. П., Ландин А. А., 1992. Моделирование соударения космического ап-
парата с астероидом. — В кн.: АО-93, сс. 195-197.
Лупишко Д. Ф., 1983. Оценка и анализ величин фотометрической неоднородности
поверхностей астероидов. — Вести. Харьковского ун-та, № 247, с. 3.
Лупишко Д.Ф., Бельская И. Н., 1991. Вещество поверхности астероидов.—
Астрон. вести., т. 25, № 1, сс. 5-26.
Лупишко Д.Ф., Величко Ф. П., Шевченко В. Г., 1986. Астероид 1627 Ивар.
UBV-фотометрия, период и направление вращения — Кинематика и физика
небес-ных тел., т. 2, № 5, сс. 39-43.
Львов В. Н., Сокольский А. Г., 1995. О компьютерном обеспечении оптико-элек-
тронных программ наблюдения ОСЗ. — В кн.: “Компьютерные методы не-
бесной механики-95” (ред. А. Г. Сокольский), ИТА РАН, СПб, сс. 147-150.
Маров М. Я., 1994. Физические свойства и модели комет. — Астрон. вестник,
т. 28, № 4-5, сс. 5-72.
Масайтис В. Л., Мащак М. С., 1992. Свидетельство астероидных и кометных уда-
ров в геологической летописи. — В кн.: АО-92, с. 165.
Мейсон Б., 1965. Метеориты. М., “Мир”, 308 с.
Моисеев Н. Н., 1988. Экология человечества глазами математика. М., “Молодая
гвардия”, 256 с.
Немчинов И. В., Артемьев В. И., Медведик С. П., Рыбаков В. А., 1993. Отклонение
астероидов и комет от траектории сфокусированным солнечным излучением
и лазерными лучами. — В кн.: АО-93, сс. 103-104.
Литература 233
Полякова Е. Н., 1986. Космический полет с солнечным парусом: проблемы и пер-
спективы. М., “Наука”, 304 с.
Прокофьева В. В., Таращук В. П., Горькавый Н. Н., 1995а. Спутники астерои-
дов. — Успехи физических наук, т. 165, № 6, с. 661.
Прокофьева В. В., Таращук В. П., Круглый Ю. Н., Величко Ф. П., Черный В. Г.,
1995b. Анализ колебаний блеска астероида 4179 Тоутатис. — Письма в
Астрон. журн., т. 21, № 1, сс. 66-79.
Сазонов В. В., Комаров М. М., 1995. О влиянии светового давления на движение
астероида. — В кн.: АО-95, т. 2, с. 118.
Смирнов Р. Н. 1996. Концепция создания и применения многоэшелонированной
системы защиты Земли от астероидной опасности. — В кн.: АО-96,
сс. 115-116.
Сокольский А. Г., 1993. Мониторинг ОСЗ и международное сотрудничество. —
В кн.: АО-93, с. 106.
Сокольский А. Г., Чернышев В. В., 1995. Системные проблемы организации мони-
торинга АСЗ. — В кн. АО-95, т. 1, сс. 45-46.
Фесенков В. Г., 1962. О природе и происхождении комет. — Астрон. жури., т. 39,
сс. 583-590.
Чернетенко Ю. А., 1992. Движение кометы Энке. Диссертация на соискание уче-
ной степени кандидата физ.-мат. наук. ГАО РАН. СПб.
Черных Н. С., 1973. Методы наблюдений малых планет. — В кн.: Малые планеты
(ред. Н. С. Самойлова-Яхонтова), М., “Наука”, сс. 20-49.
Чернявский Г. М., Чудецкий Ю. В., 1993. Конверсия и некоторые задачи асте-
роидной безопасности. — В кн.: АО-93, сс. 99-100.
Шор В. А., 1973. Происхождение малых планет. — В кн.: Малые планеты (ред.
Н. С. Самойлова-Яхонтова), М., “Наука”, сс. 283-333.
Шульман Л. М., 1987. Ядра комет. М., “Наука”, 229 с.
Энеев Т. М., Ахметин Р. 3., Ивашкин В. В., Ипатов С. И., Смирнов В. В., 1993.
Баллистический анализ проблемы обеспечения астероидной безопасности
Земли. — В кн.: АО-93, с. 94.-
Эскобал П., 1971. Методы астродинамики. М., “Мир”, 340 с.
A’Heam М., Birch F., Feldman Р., and Millis R., 1985. Comet Encke: gas production
and lightcurve. — Icarus, v. 64, pp. 1-10.
Adel A., 1937. The distribution of energy in the violet CN band in the spectra of comet
1914b (Zlatinsky). — Publ. of the Astron. Soc. of Pacific, v. 49, № 1, pp. 254-258.
Ahrens Th. J., 1992. Deflection and fragmentation of Near-Earth- Asteroids. — IW-92,
pp. 89-111.
Alvarez L., Alvarez W., Asaro F. and Michel H. V., 1980.— Science, v. 208,
pp. 1095-1108.
234 Литература
Arpingy С., 1965. Spectra of comets and their interpretation. — Annual Review of As-
tron.and Astrophys., v. 3, pp. 351-376.
Asphaug E., and Benz W., 1994. Density of comet Shoemaker-Levy 9 by modelling
break up of the parent “rubble pile”. — Nature, v. 370, №. 6485, pp. 120-123.
Bagnall P. M., 1995. Starstruck. — Meteorite!, Feb. issue, New Zealand, pp. 18-19.
Bailey M. E., 1990. Comet craters versus asteroid craters. — Preprint of Department of
Astronomy, University of Manchester, 17 p.
Baldet F., 1926. Recherches sur la constitutuon des cometes et sur les spectres du car-
bone. — Annales de 1’Obs. d’Astron. Physique de Paris sis Paris de Meudon
(Seine-et-Oise), v. 7, 109 p.
Barucci M. A., Carpia M. T., Coradini A., Fulchignoni M., 1987. Classification of aste-
roids using G-mode analysis. — Icarus, v. 72, № 2, pp. 304-324.
Barucci M. A., Fulchignoni M., 1989. Unified asteroid taxonomy. — In: Asteroids,
Comets, Meteors III (eds. C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, B. A. Lindblad and
M. Lindgren), Uppsala, pp. 7-10.
Bell J. F., 1986. Mineralogical evolution of meteorite parent bodies. — Lunar Planet
Sci., v. 18, pp. 985-986
Binzel R. P., 1984. The rotation of small asteroids. — Icarus, v. 57, № 2, p. 294.
Bowell E., Gehrels T., Zellner B., 1979. Magnitudes, colors, types and adopted diamees
of the asteroids. — In: Asteroids (Ed. T. Gehrels), Tucson: University of Arizona
Press, pp. 1108-1129.
Bowell E., Hapke B., Dominque D., Lumme K., Peltoniem J., Harris A. W., 1989. Ap-
plication of photometric models to asteroids. — In: Asteroids II (eds. Binsel R. P.,
Gehrels T., Matthews M. S.): Tucson, pp. 524-556.
Bowell E., Lumme K., 1979. Colorimetry and magnitudes of asteroids. — In: Asteroids
(Ed. T. Gehrels), Tucson: University of Arizona Press, pp. 132-169.
Bowell E., Skiff B. A., Wasserman L. H., 1989. Orbital information from asteroid mo-
tion vectors. — In: Asteroids, Comets, Meteors III. (eds. C.-I. Lagerkvist,
H. Rickman, B. A. Lindblad and M. Lindgren), Uppsala, pp. 19-24.
Bums J. A., Tedesco E., 1979. Asteroid lightcurves: results for rotations and shapes. —
In: Asteroids (Ed. T. Gehrels), Tucson: University of Arizona Press, pp. 494-527.
Canavan G. H., 1992. Acquisition and track of Near-Earth-Objects. — In: IW-92,
pp. 212-220.
Carusi A., Isobe S., Marsden B. G., Muinonen K., Shoemaker E. M., Steel D. I., 1996.
Announcing The Spaceguard Foundation. — In: AO-96, pp. 67-68.
Cellino A., Pannunzio R, Zappala V., Farinella P., Paolicchi P., 1985. Do we observe
light curves of binary asteroids? — Astron, and Astrophys., v. 144, pp. 355-362.
Chapman C. R., 1992. Memorandum to J. Rather, J. Rahe and G. Canavan.—
In IW-92, Арр. В, C.
Литература 235
Chapman С. R., 1993. Comet on target for Jupiter.— Nature, v. 363, №6429,
pp. 492-493.
Chapman C. R., Morrison D., 1989. Cosmic Catastrophes. Plenum Press, New York,
302 p.
Chapman C. R., Morrison D., 1994. Impacts on the Earth by asteroids and comets: asses-
sing the hazard. — Nature, v. 367, pp. 33—40.
Chapman C. R., Morrison D., Zellner B., 1975. Surface properties of asteroids: a syn-
thesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry. — Icarus, v. 25,
pp. 104-130.
Chemetenko Yu. A., Medvedev Yu. D., 1994. Estimate of the Shoemaker-Levy 9 nuc-
leus size from position observations. — Planet. Space Sci., v. 42, № 1, pp. 95-96.
Chernykh N. S., Sokolsky A. G., 1995. The works in Russia and Crimea. — In: Abs-
tracts of Vulcano Workshop “Beginning the Spaceguard Survey”, p. 28.
Degewij J., 1978. Lightcurve analyses for 170 small asteroids. — Proceeding of 8-th
Lunar Sci. Conference, pp. 145-148.
Degewij J., Tedesco E., Zellner B., 1979. Albedo and color contrasts on asteroid sur-
faces. — Icarus, v. 40, pp. 364-374.
Delsemme A. H., 1972. An analytic approximation of dependance on distance for vapori-
zation of comets. Univ, of Toledo.
Delsemme A. H., 1982. Chemical composition of cometary nuclei. — In: Comets (Ed.
L. L. Wilkening), pp. 85-130.
Delsemme A. H., Miller D. C., 1971. Physico-chemical phenomena in comets. III. —
Planet. Space Sci., v. 19, p. 1229.
Dermott S. F., Harris A. W., Murray C. D., 1984. Asteroid rotation rates. — Icarus,
v. 57, № l,pp. 14-34.
de Vegt C. 1979. Astrometry with Shmidt telescopes. — Abh. Hamburg Stemw, Bd. 10,
heft 2 (Actuelle Anwendungen des Shmidt-Spiegels in der Astronomic), Hamburg,
SS. 87-93.
Dollfus A., 1990. Regolith on asteroids: a polarimetric characterization. — In: Asteroids,
Comets, Meteors III (eds. C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, B. A. Lindblad and
M. Lindgren), Uppsala, pp. 49-54.
Dollfus A., Zellner B., 1979. Optical polarimetry of asteroids and laboratory samples. —
In: Asteroids (Ed. T. Gehrels), Tucson: University of Arisona Press, pp. 170-183.
Donn B., 1991. The accumulation and structure of comet. — In: Comets in the post-
Halley era (eds. R. L. Newbum and J. Rahe), v. 1, pp. 335-359.
Donn B. and Rahe J., 1982. Structure and origin of cometary nuclei. — In: Comets (Ed.
L. L. Wilkening), pp. 203-226.
Dunlap J. L., 1974. Minor planets and related objects. XV. Asteroid 1620 Geograp-
hos. — Astron. J., v. 79, № 2, pp. 324-332.
236 Литература
DW-92: The Spaceguard Survey: Report of the NASA International near-Earth-object
detection workshop (Ed. Morrison D.), 1992. Л>Ь/Са1. Tech., Pasadena, California,
92 p.
Farquhar R. W., Dunham D. W., McAdams J. V., 1995. NEAR Mission overview and
trajectory design. — Astronautical Sci., v. 43, № 4, pp. 353-372 (Special issue on
the Near-Earth Asteroid rendezvous Mission).
Fowler A., 1910a. Terrestrial reproduction of the spectra of comets. — Monthly Not. of
the Roy. Astron. Soc., v. 70, № 2, pp. 176-182.
Fowler A., 1910b. Investigation relating to the spectra of comets. — Monthly Not. of the
Roy. Astron. Soc., v. 70, № 6, pp. 484-496.
Gaffey M. J., 1990. Implications of asteroid surface mineralogy for evolution of the inner
belt. — In: Asteroids, Comets, Meteors III (eds. C.-I. Lagerkvist, H. Rickman,
B. A. Lindblad and M. Lindgren), Uppsala, pp. 77-86.
Gaffey M. J., Burbine T. H., Binzel R. P., 1993. Asteroid spectroscopy: progress and
perspectives. — Meteoritics, № 2, v. 28, pp. 161-187.
Gaffey M. J., McCord T. B., 1978. Asteroid surface photometry of asteroids. — Space
Sci. Rev., v. 21, p. 555-628.
Gaffey M. J., McCord T. B., 1979. Mineralogical and petrological characterizations of
asteroid surface materials. — In: Asteroids (Ed. T. Gehrels), Tucson: University
of Arizona Press, pp. 688-723.
Gehrels T., Marsden B. G., McMillan R. S., Scotti J. V., 1986. Astrometry with a scan-
ning CCD. — Astron. J., v. 91, № 5, pp. 1242-1243.
Glasstone S., 1962. The effects of nuclear weapons. USAEC.
Hammerling P., Remo Y. L.r 1992. NEO Interaction With X-ray and neutron radia-
tion. — In: IW-92, p. 186.
Harris A., Bums J., 1979. Asteroid rotation. I. Tabulation and analysis of rates, pole
positions and shapes. — Icarus, v. 40, pp. 115-144.
Harris A., Young J., 1983. Asteroid rotaion. IV. 1979 observations. — Icarus, v. 54,
№ l,pp. 59-109.
Harris A. W., 1995. Evoluation of CCD systems for Near-Earth-Object surveys. — In:
Report of Near-Earth Object Survey Working Group (Ed. E. M. Shoemaker), ap-
pendix III.
Helin E. F., Shoemaker E. M., 1979. Palomar planet-crossing asteroid survey,
1973-1978. — Icarus, 40, №. 2, p. 321.
Helin E. F., Dunbar R. S., 1990. Search techniques for Near-Earth Asteroids.—
In: Vistas in Astronomy, v. 33, part I, pp. 21-37.
Hill D. K., 1995. Gathering airs Schemes for averting asteroid Doom. — Science, v. 268,
pp. 1562-1563.
Hills J. G., Goda M. P., 1992. Airblast damage from small asteroids. — In: Proceedings
of the Near-Earth-Object Interception Workshop (eds. Gr. H. Canavan et al.), .JPL,
Pasadena.
Литература 237
Housen К. R., Holsapple К. A., 1990. On the fragmentation of asteroids and planetary
satellites. — Icarus, v. 84, pp. 220-253.
Housen K. R., Schmidt R. M., Holsapple K. A., 1983. Crater ejecta scaling laws. —
J. Geophys. Res., v. 88, pp. 2485-2499.
Hudson R. S., Ostro S. J., 1995. Shape and non-principal axis spin state of asteroid 4179
Toutatis. — Science, v. 270, pp. 84-86.
Hyde R. A., 1984. Cosmic bombardment. — Special report UCID-20062, Lawrence
Livermore Nat. Lab.
IW-92: Draft Proceedings of the Near-Earth-Object Interception Workshop (eds. Cana-
van G. H., Solem J. C., Rather J. D. G.), 1992, Los Alamos National Laboratory,
227 p.
Jessberger H. L., Kotthaus M., 1991. Non-destructive sampling of a comet. — Space Sci.
Rev., v. 56, pp. 117-123.
Jewitt D. C., Meech K. J., 1988. Optical properties of cometary nuclei and a preliminary
comparison with asteroids. — Astrophys. J., v. 328, pp. 974-986.
Julian W., 1990. The Comet Halley nucleus: random jets. — Icarus, v. 88, pp. 355-371.
Kresak L., 1973. Short period comets at large heliocentric distances. — Bull. Astron.
Inst. Czech., v. 24, pp. 19-40.
Kresak L., 1978. The Tunguska object: a fragment of Comet Encke. — Bull, of the
Astron. Inst, of Czech., v. 29, p. 3.
Krug W., Schrutka-Rechtenstamm G., 1936. Untersuchungen bber Gestalt und Grusse
des Planetoiden Eros. — Zeit. Astroph., v. 13, p. 1.
Lagerkvist C-I., Harris A., Zappala V., 1989. Asteroids lightcurve parameters. — In:
Asteroids II (eds. R. P. Binzel, T. Gehrels, M. S. Matthews), Tucson: The Univer-
sity of Arizona Press, pp. 1162-1179.
Lagerkvist C.-I., Rickmah H., Lindblad B. A., Lindgren M. (eds.), 1990. Asteroids,
comets, meteors III. Uppsala, 620 p.
Laplace P. S., 1805. Traitft de Miicanique Cftleste, t. IV, chez Courcier, Paris: Bronx,
New York.
Larson S., Sekanina Z., 1985. Coma morphology and dust-emission pattern of periodic
comet Halley. — Astron. J., v. 90, № 5, part. Ill, pp. 823-826.
Lasker В. M. et al., 1988. The Guide Star Catalogue. I-III. — In: Proceeding IAU Symp.
№ 133. Kluwer Publ. Dordrecht.
Lebofsky L. A., Spencer J. R., 1989. Radiometry and thermal modeling of asteroids. —
In: Asteroids II (eds. R. P. Binzel, T. Gehrels, M. S. Matthews), Tucson: The Uni-
versity of Arizona Press, pp. 128-147.
Lebofsky L. A., Lebofsky M. J., Rieke G. H., 1979a. Radiometry and surface properties
of Apollo, Amor and Aten asteroids. — Astron. J., v. 84, pp. 885-888.
Lebofsky L. A., Rieke G. H., 1979b. Thermal properties of 433 Eros. — Icarus, v. 40,
pp. 297-308.
238 Литература
Lebofsky L. A., Veeder G. J., Lebofsky M. J., Matson D. L., 1978. Visual and radio-
metric photometry of 1580 Betulia. — Icarus, v. 35, pp. 336-343.
Lupishko D. F., Akimov L. A., Belskaja I. N., 1983. On photometric heterogeneity of
asteroid surfaces. — In: Asteroids, Comets, Meteors, Uppsala (eds. C.-I. Lager-
kvist, H. Rickman), pp. 63-70.
Luu J., Jewitt D., 1989. On the relative numbers of C-types and S-types among Near-
Earth asteroids. — Astron. J., v. 98, № 5, pp. 1905-1911.
Magnusson P., Barucci M. A., Drummoud J. D., Lumme K., Ostro S. J., Surdej J., Tay-
lor R. C., Zappala V., 1989. Determination of pole orientations and shapes of aste-
roids. — In: Asteroids II (eds. R. P. Binzel, T. Gehrels, M. S. Matthews), Tucson:
The University of Arizona Press, pp.
Magnusson P., Dahlgren M., Barucci M., Jorda L. et al., 1996. — Icarus, (in press).
Marsden B. G., 1993. Catalogue of cometary orbits. 8-th Edition. Smithsonian Astro-
phys. obs., Cambridge, USA, 106 p.
Marsden B. G., Sekanina Z., Yeomans D., 1973. Comets and nongravitational for-
ces. V. — Astron. J., v. 78, p. 211.
Marzari F., Farinella P., Vanzani V., 1995. Are Trojan collisional families a source for
short-period comets? — Astron, and Astrophys., v. 299, pp. 267-276.
Maury A., 1994. Current status of the automated asteroid detection program of the Ob-
servatoire de la Cote d‘Azur. Preprint, 45 p.
McAdoo D. C., Bums J. A., 1973. Further evidence for collisions among asteroids. —
Icarus, v. 18, pp. 285-293.
McFadden L. A., Gaffey M. J., McCord T. B., 1984. Mineralogical-petrological charac-
terization of Near-Earth asteroids. — Icarus, v. 59, № 1, pp. 25-40.
McFadden L. A., Tholen D. J., Veeder G. J., 1989. Physical properties of Aten, Apollo,
and Amor asteroids. — In: Asteroids II (eds. R. P. Binzel, T. Gehrels, M. S. Mat-
thews), Tucson: The University of Arizona Press, p. 442.
Medvedev Yu. D., 1991. Nongravitational effects in cometary motion. — In: Pro-
ceedings of the first Spain-USSR workshop on positional astronomy and celestial
mechanics, Spain, pp. 101-113.
Medvedev Yu. D., 1993. On formation of elongated cometary nuclei. — In: Proceedings
of the second international workshop on positional astronomy and celestial mec-
hanics, Spain, pp. 61-80.
Melosh H. J., Nemchinov I. V., Zetzer Yu. I., 1994. Non-nuclear strategies for deflecting
comets and asteroids. — In: Hazard due to comets and asteroids, Univ, of Arizona
press, Tucson, p. 56.
Melosh H. J., Schenk P., 1993. Split comets and the origin of crater chains on Ganymede
and Callisto. — Nature, v. 365, pp. 731-733.
Michalowski T., Kwiatkowski T., 1989. Pole positions and numerical modelled light-
curves of the asteroids 433 Eros and 1620 Geographos. — In: Asteroids, comets,
Литература 239
meteors III (eds. Lagerkvist C.-I., Rickman H., Lindblad B. A., Lindgren M.),
Uppsala, pp. 147-150.
Morrison D., 1992. Summary of NASA NEO detection workshop.— AO-92,
pp. 16-17.
Morrison D., 1996. Protecting the Earth from NEO impact. — In: AO-96, pp. 95-96.
Morrison D., Lebofsky L., 1979. Asteroid radiometry. — In: Asteroids (Ed. T. Gehrels),
Tucson: Univ, of Arisona Press, pp. 184-205.
Newbum R. L., Jr., Helin E. F., Pravdo S. et al., 1995. The NEAT camera project. — In:
Abstracts of International Workshop “Beginning of the “Spaceguard Survey”,
Vulcano, Italy, Sept. 18-22, p. 431.
Opik E. J., 1951. Collision probabilities with planets and distribution of interplanetary
matter. — In: Proceeding Roy. Irish Acad., 54A, p. 165.
Ostro S. J., 1993. Radar investigation of Earth-approaching asteroids. — В кн.: АО-93,
с. 26-27.
Ostro S. J., Chander J. F., Hine A. A., Rosema K. D., Shapiro I. I., Yeomans D. K.,
1990. Radar images of asteroid 1989 PB.— Science, v. 248, №4962,
pp. 1523-1528.
Ostro S. J., Yeomans D. K., Jurgens R. F., Shapiro 1.1., Chandler J. F., 1989. Earth-
approaching asteroids: 1987-89 radar observations. — Bull. Am. Astron. Soc.,
v. 21,№3, p. 963.
Ostro S. J., Chandler J. F., Hine A. A., Rosema K. D., Shapiro 1.1., Jeomans D. K.,
1990. Radar images of asteroid 1989 PB.— Science, v. 248, №4962,
pp. 1523-1528.
Ostro S. J. et al., 1993. Radar investigation of Earth-approaching asteroids. — Bull. Am.
Astron. Soc., v. 25, p. 1126.
Phipps Cl., 1992a. Dynamics of NEO interception. — In: IW-92, pp. 111-115.
Phipps Cl., 1992b. Laser deflection of NEOs. — In: IW-92, pp. 256-260.
PPM Star Catalogue., 1991. Heidelberg.
Rabinowitz D. L., 1991. Detection of Earth-approaching asteroids in near real time. —
Astron. J., v. 101, № 4, pp. 1518-1529.
Rather D. G., Rahe J. H., Canavan G., 1992. Summary Report of the near-Earth-object
interception Workshop, JPL/Cal. Tech., 74 p.
Reinhard R., 1986. The Giotto encounter with comet Halley. — Nature, v. 321, p. 6067.
Remo J. L., 1992. Asteroid/meteorite analogs and material properties. — In: IW-92,
pp. 157-169.
Remo J. L., Sforza P. M., 1992. Near-Earth Object orbit management by explosive im-
puls thrusters. — In: IW-92, pp. 194-201.
Reynolds D. A., 1992. Fireball observation via satellite. — In: IW-92, pp. 221-226.
Richter N., 1954. Statistic und Physik der Kometen. Leipzig, 142 S.
240 Литература
Roemer Е., 1966. The dimensions of cometary nuclei. — In: Nature et origin des Co-
mets, Mem. Sci. Roy. Sci. Liege, Ser. v. 12, pp. 23-26.
Ronca L. B., Furlong R. B., 1979. The shape of asteroids: theoretical considerations. —
Moon and Planets, v. 21, pp. 409-417.
Schleicher D. G., Millis R. L. et al., 1990. Periodic variations in the activity of comet
P/Halley during the 1985/1986 apparition. — Astron. J., v. 100, pp. 896-912.
Scotti J. V., 1993. Computer aided Near-Earth-Object detection. — In: Proceeding I AU
Symp. № 160.
Sekanina Z., 1979. Fan-shaped coma, orientation of rotation axis, and surface structure
of a model on four comets. — Icarus, v. 37, pp. 420-442.
Sekanina Z., 1982. The problem of split comets in review. — In: Comets (Ed. L. L. Wil-
kening), pp. 251-287.
Sekanina Z, 1984. Precession model for the nucleus of periodic comet Kopff. — Astron.
J., v. 89, pp. 1573-1586.
Sekanina Z., 1985a. Nucleus precession of periodic comet Sola. — Astron. J., v. 90,
pp. 1370-1381.
Sekanina Z., 1985b. Precession model for the nucleus of periodic comet Giacobini-
Zinner. — Astron. J., v. 90, pp. 827-845.
Sekanina Z., 1986. Effects of the law for nongravitational forces on the precession model
of comet Encke. — Astron. J., v. 91, pp. 422-431.
Sekanina Z., 1993. Orbital anomalies of the periodic comets Brorsen, Finlay, and
Schwassmann-Wachmann 2. — Astron, and Astrophys., v. 271, pp. 630-644.
Shoemaker E. M. et al., 1995. Report of Near-Earth-Objects survey Working Group.
Shoemaker E. M., Wolf R. F., Shoemaker C. S., 1990. Asteroid and comet flux on the
neighbourhood of Earth. — In: Geolog. Soc. of Am. Spec. Pap. № 247,
pp. 155-170.
Shoemaker E. M., Wolfe R. F., Shoemaker C. S., Bowell E., Muinonen K., 1991. Earth-
crossing asteroids: magnitudes, diameters. — In: Near-Earth Asteroids, Intern.
Conf., San Juan, Abstracts, p. 33.
Sitarski G., 1994 The nongravitational motion of comet Р/Kopff during 1906-1991. —
Acta Astron. 44, pp. 417-426.
Simonenko V. A., 1996 Space protetion of the Earth: concepts outline and development,
ways of implementation — In: AO-96, pp. 113-114.
Solem J. C., 1992a. Nuclear explosive propelled interception for deflection comets and
asteroids on a potentially catastrophic collision course with Earth. — In: IW-92,
pp. 121-130.
Solem J. C., 1992b. Interception of comets and asteroids on collision course with
Earth. — In: IW-92, pp. 131-154.
Solem J. C., 1995. Cometary break up calculations based on a gravitationally-bound
Литература 241
agglomerated model: the density and size of Shoemaker-Levy 9. — Astron, and
Astrophys., v. 302, pp. 596-608.
Spencer J., Akimov L. A., Angeli C., Barucci P. A., Birch P., Blanco C., Buie M., Ca-
ruso A., Chiornij V. G., Colas F. et al., 1995. The lightcurves of 4179 Toutatis:
evidense for complex rotation. — Icarus, v. 117, № 1, pp. 71-89.
Steel D. I., 1996. Results from the Australian NEO observation program. — In: AO-96,
p. 132.
Strazzulla G., Johnson R. E., 1991. Irradiation effect on comets and cometary debris. —
In: Comets in the post-Halley era (eds. R. L. Newbum, J. Rahe), v. 12, pp. 243-
275.
Swings P., 1943. Reports on the progress in astronomy: Cometary spectra. — Monthly
Not. of the Roy. Astron. Soc., v.. 103, № 2, pp. 86-111.
Swings P., Haser L., 1956. Atlas of representative cometary spectra. Louvian: Inst, de’
Astrophys. of Univ, of Liiige, 38 p.
Szego K., 1991. P/Halley, the model comet, in view of the imaging experiment abord
Vega. — In: Comets in the post-Halley era (eds. R. L. Newbum, J. Rahe), v. 2,
pp. 713-732.
Szutowicz S., Rickman H., 1994. Investigation of the nongravitational motion of comet
P/D’Arrest using its lightcurve. — In: Dynamics and asrometry of natural and
artificial celestial bodies (eds., Kurzynska K., Barlier F., Seidelman P. K., Wytr-
zyszczak I.), pp. 425-426.
Taff L. G., 1980. The Lincoln Laboratory Earth-Crossing Asteroid Search. — Bull. Am.
Astron. Soc., v. 12, p. 666.
Taylor R. C., 1979. Pole orientations of asteroids. — In: Asteroids (Ed. T. Gehrels),
Tucson: University of Arizona Press, pp. 480-493.
Tedesco E. F., Gradie J., 1987. Discovery of M-class objects among the Near-Earth
asteroid population. — Astron. J., v. 93, № 3, pp. 738-746.
Tedesco E. F., Williams J. A., Matson D. L., Veeder G. J., Gradie J. C., Lebofsky L. A.,
1989. A three-parameter asteroid taxonomy.— Astron. J., v. 97, №2,
pp. 580-606.
Tedesco E. F., Zappala V., 1980. Rotational properties of asteroids: correlatios and
selection effects. — Icarus, v. 43, pp. 33-50.
Tholen D. J., 1984. PhD Dissertation Univ, of Arizona. Tucson: University of Arizona
Press, 184 p.
Toon О. B., Zahnle K., Turco R. P., Covey C., 1994. Environmental perturbaions caused
by asteroid impacts. —In: Hazards due to comets and asteroids (Ed. T. Gehrels).
Tucson: The Universiy of Arizona Press, pp. 791-826.
Van Flandem T. C., 1981. Do comets have satellites? — Icarus, v. 47, pp. 480-486.
Van Houten C. J., van Houten-Groeneveld I., Herget P., Gehrels T., 1970. The Palomar-
Leiden survey of faint minor planets. — Astron, and Astrophys., Suppl., v. 2, №. 5.
242 Литература
Veeder G. J., Kowal C., Matson D. L., 1984. The Earth — crossing asteroid 1983 ТВ. —
Lunar and Planet Sci., v. 15, pp. 878-879.
Vilas F., Tholen D., Lebofsky L. A., Campins H., Veeder G. J., Binsel R. P., Toku-
naga A. T., 1985. Physical parameters of Near-Earth asteroid 1982 DV — Icarus,
v. 63, №2, pp. 201-205.
Weissman P. R., 1986. Are cometary nuclei primordial rubble piles? — Nature, v. 320,
pp. 242-244.
Whipple F. L., 1950a. A comet model. I. The acceleration of Comet Encke. — Astro-
phys. I, v. 111, pp. 375-394.
Whipple F. L., 1950b. On test of icy conglomerate model. — Astron. J., v. 55, № 3,
p. 83.
Whipple F. L., 1951. A comet model. II. Physics relation for comets and meteors. —
Astrophys. J., v. 113, № 3, pp. 463-474.
Whipple F. L., 1953. On the icy conglomerate model for comets. — In: La Physique des
Cometes, Louvian: Inst, d’Astrophys. of Univ. Liiige, pp. 281-288.
Whipple F. L., 1978. Comets. — In: Cosmic Dust (Ed. J. McDonnell), pp. 1-73.
Whipple F., 1982. Rotation of comet nuclei. — In: Comets (Ed. L. L. Wilkening),
pp. 227-250.
Worden S. P., 1992. The strategic defense initiative organization Clementine mission. —
In: IW-92, pp. 206-208.
Yeomans D. K., Chodas P. W., 1989. An asymmetric outgassing model for cometary
nongravitational accelerations. — Astron. J., pp. 1083-1093.
Zellner B., 1976. Physical properties of asteroid 433 Eros. — Icarus, v. 28, pp. 149-153.
Zellner B., 1979. — Asteroid taxonomy and the distribution of the compositional
types. — In: Asteroids (Ed. T. Gehrels), Tucson: University of Arizona Press,
pp. 783-807.
Zellner B., Gehrels T., Gradie J., 1974. Minor planets and related objects. XVI. Polari-
metric diameters. — Astron. J., v. 79, pp. 1100-1110.
Zellner B., Gradie J., 1976. Polarization of the reflected light of asteroid 433 Eros. —
Icarus, v. 28, pp. 117-123.
Zellner B., Tholen D. J., Tedesco E. F., 1985. The eight-color asteroid survey: results for
589 minor planets. — Icarus, v. 61, № 3, pp. 355-416.
243
Asteroid-Comet Hazard. (Ed. A.G.Sokolsky) Yu.D.Medvedev,M.L.Sveshnikov,
A.G.Sokolsky, E.I.Timoshkova, Yu.A.Chemetenko, N.S.Chemykh, V.A.Shor. St.Petersburg, ITA
RAS. 1996, 244 pages., 21 fig., 26 tab!., 239 bibl. ref.
The book is an introductory treatise into new interdisciplinary field - the problem
of the hazard due to asteroids and comets. The present day knowledge of the dynamics and
physics of asteroid and comets, the estimation of the probability of their impacts on the Earth and
connected hazard of regional or global catastrophes are described in the book. An account of the
possible counteractions against collisions of dangerous celestial bodies with the Earth has been also
given.
The description of the problem in the book is easily understood (at least from qualitative
point of view) for the broad sections of potential readers - the research workers, lectures, students
and for all who are interested in this problem.
©ITARAS, ИРАН, 1996
Медведев Юрий Дмитриевич, Свешников Михаил Леонидович,
Сокольский Андрей Георгиевич, Тимошкова Елена Ивановна,
Чернетенко Юлия Андреевна, Черных Николай Степанович,
Шор Виктор Абрамович
Астероидно-кометная опасность
(под редакцией А. Г. Сокольского)
Санкт-Петербург
Институт теоретической астрономии РАН
Международный институт проблем
астероидной опасности
1996.-244 с.
Рецензент - проф. Ю. В. Батраков.
Оригинал-макет изготовлен в ИТА РАН.
Верстка: С. Ю. Власенко, Д. А. Рыжкова.
Технические редакторы: С. Ю. Власенко, Д. А. Рыжкова.
Лицензия ЛР № 020941 от 23.11.94.
Сдано в набор 23.07.96. Подписано в печать 28.08.96.Формат 60x90 1/16.
Печать офс. Усл. печ. л. 30,5. Тираж 1000 экз. Заказ № 61.
Издательство Института теоретической астрономии РАН,
191187, Санкт-Петербург, наб. Кутузова, 10.
Отпечатано в типографии ИТА РАН,
Лицензия ПЛД № 69-123 от 06.03.95
191187, Санкт-Петербург, наб. Кутузова, 10.