Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Шустов Борис (читать книги бесплатно TXT) 📗

^{Рис. 3.7. Взаимное расположение орбит астероида A и Земли E. Показан случай, когда орбита Земли проходит через один из узлов орбиты астероида}

3.4. Неустойчивость движения АСЗ

Движение АААА-астероидов совершается в такой области околосолнечного пространства, где оно не может быть устойчивым на длительных интервалах времени, если только какие-либо особые механизмы не поддерживают эту устойчивость. Долготы перигелиев и узлов орбит астероидов на плоскости эклиптики постоянно изменяются под влиянием планетных возмущений. При этом долготы перигелиев, как правило, прогрессивно возрастают, а узлы орбит движутся попятным образом, совершая полные обороты за периоды от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч лет в зависимости от величины большой полуоси астероида (рис. 3.8). В результате этих изменений орбиты большинства АААА-астероидов периодически пересекаются с орбитами Марса, Земли и других планет. Вблизи эпох пересечения орбит возникает реальная угроза столкновения или тесного сближения астероида с большой планетой.

Теория взаимодействия малых тел с большими планетами при их сближениях впервые была разработана Э. Эпиком [Öpik, 1951; 1976]. Наиболее вероятным результатом сближения является не столкновение, а трансформация орбиты малого тела. Характер трансформации зависит от обстоятельств сближения. В результате тесного сближения орбита малого тела может быть радикально изменена, вплоть до ее превращения в орбиту, сближающуюся с орбитой Юпитера или пересекающую ее. При большой массе планеты и достаточно тесном сближении возможен выброс малого тела по гиперболической траектории за пределы Солнечной системы. Чаще всего хаотические блуждания малых тел между планетами в результате последовательных сближений и трансформаций их орбит заканчиваются выпадением тел на Юпитер, Солнце или выбросом из Солнечной системы. Характерные времена жизни астероидов, сближающихся с Землей и другими планетами земной группы, исчисляются, по современным данным, от нескольких миллионов до десятков миллионов лет, что явно мало по сравнению со временем существования Солнечной системы. Поскольку популяция этих тел в настоящее время достаточно многочисленна, должны иметься постоянные источники, поддерживающие ее существование. Есть много свидетельств в пользу того, чтобы считать Главный пояс астероидов основным источником АААА-астероидов.

^{Рис. 3.8. Изменение положения орбиты астероида по отношению к орбите Земли из-за движения перигелия. Π₁,Ω₁ — положения перигелия и узла орбиты в эпоху t₁; Π₂,Ω₂ — их положения в эпоху t₂ (собственное движение узла при этом не учитывалось)}

Несмотря на очевидные соображения в пользу связи АААА-астероидов и метеоритов с Главным поясом астероидов, пути миграции этих тел в район орбиты Земли во второй половине XX в. на протяжении нескольких десятилетий оставались не вполне ясными. Дело в том, что для преобразования типичной орбиты тела в поясе астероидов в орбиту, пересекающую орбиту Земли, требуется достаточно большой импульс (приращение скорости в несколько километров в секунду). Столкновения тел в поясе астероидов не могут сообщить такое приращение скорости достаточно большой массе. В лучшем случае столкновения могут играть определенную роль в транспортировке небольших тел в район орбиты Марса. Последующие сближения с Марсом могут доставлять некоторое количество вещества в район орбиты Земли. Но этот путь, как и другие известные в то время механизмы, не обеспечивали устойчивого существования популяции астероидов, сближающихся с Землей. Поэтому исследователи вынуждены были искать основной источник тел, способных сближаться с Землей, вне пределов пояса астероидов. Таким естественным источником представлялись периодические кометы, поверхностные слои которых за время многочисленных оборотов вокруг Солнца лишились летучих веществ, некогда входивших в их состав. Ядра подобных «дремлющих» или полностью «выгоревших» комет, покрытые плотной пылевой коркой, могут наблюдаться как астероиды на характерных для комет вытянутых орбитах. Не приходится сомневаться в том, что некоторая часть АСЗ действительно имеет кометное происхождение. Однако оценка вклада комет в общую популяцию АААА-астероидов постепенно снижается. В настоящее время она составляет не более 10 % [Д. Лупишко, Т. Лупишко, 2001; Binzel et al., 2004; Lupishko et al., 2007].

3.5. Динамика тел в Главном поясе. Механизм переноса вещества в область планет земной группы

Главный пояс астероидов — образование, имеющее сложную динамическую структуру. Эта структура в основном определяется силами, действующими на малые тела в этой области со стороны Солнца и больших планет. Особое влияние на поведение тел в поясе оказывают разного рода резонансы, в частности резонанс между средним движением астероида n и Юпитера n′. О наличии резонанса можно говорить, когда отношение n: n′ близко по величине к отношению небольших целых чисел — 2:1, 3:1, 4:1, 5:2, 7:3, или, другими словами, если средние движения астероида и Юпитера близки к соизмеримости низкого порядка. Соизмеримость обеспечивает повторяемость определенных конфигураций в положениях астероида и Юпитера на их орбитах через определенные небольшие промежутки времени. Интересно отметить, что в распределении астероидов по средним движениям (и в распределении астероидов по большим полуосям орбит, так как последнее является отражением первого) в области между 600–1200″ соизмеримостям низких порядков соответствуют люки — более или менее широкие интервалы среднего движения, где астероиды совсем отсутствуют или плотность их распределения заметным образом понижена. На рис. 3.9 показано распределение астероидов по среднему движению (соответствующее ему распределение астероидов по большой полуоси и положение групп и семейств астероидов приведено в приложении 5).

^{Рис. 3.9. Распределение астероидов по среднему движению n в интервале n < 1450″.}

Соизмеримостям 2:1 (598″), 3:1 (897″), 4:1 (1196″), 5:2 (748″), 7:3 (698″) с Юпитером соответствуют люки. Соизмеримостям 1:1 (299″) и 3:2 (449″) соответствуют концентрации тел

Ближе к Юпитеру соизмеримостям 3:2, 4:3, 1:1 в распределении средних движений, как отмечалось в предыдущем параграфе, соответствуют концентрации малых планет (группы Гильды, Туле, троянцы). Это различие между видимым проявлением резонанса с Юпитером в двух областях пространства оставалось загадочным на протяжении более ста лет со времени обнаружения Д. Кирквудом в 1866 г. неравномерности в распределении малых планет по средним движениям. К концу XIX в. были найдены семейства устойчивых периодических орбит в так называемой плоской круговой ограниченной задаче трех тел (Солнце — Юпитер — астероид). Впоследствии были также построены пространственные решения для ряда соизмеримостей с Юпитером, с помощью которых можно было объяснить устойчивый характер движения астероидов группы Гильды и Туле.

Для решения проблемы образования люков в прошлом веке было предложено много гипотез, но ни одна из них не могла считаться удовлетворительной [Greenberg and Scholl, 1979; Dermott and Murrey, 1983]. Долговременная динамика тел в окрестности резонансов оставалась на протяжении десятилетий не вполне понятной. Возможности ЭВМ были еще недостаточны для непосредственного прослеживания движения тел в окрестности резонансов на интервалах времени в сотни тысяч и миллионы лет. Перелом в понимании долговременной эволюции движения тел в окрестности резонансов произошел два с половиной десятилетия назад. Он ознаменовался появлением работ Дж. Уисдома [Wisdom, 1982; 1983], предложившего новый метод изучения движения в окрестности резонансов, который оказался в тысячу раз более эффективным по сравнению с ранее применявшимися. Новый метод помог обнаружить, что астероиды в окрестности резонанса 3:1 (a = 2,52 а.е., n = 897″) могут на протяжении сотен тысяч или даже миллионов лет двигаться по орбитам с небольшим эксцентриситетом, меньшим 0,1, а затем скачком увеличивать эксцентриситет до больших значений. Происходит это в результате попадания астероида в зону хаоса (имеются в виду зоны в пространстве элементов орбит). В таких зонах характер движения резко меняется в зависимости от небольших изменений начальных условий движения, вследствие чего движение становится трудно предсказуемым на длительных интервалах времени. Как было показано Уисдомом, при исследовании резонанса 3:1 астероиды, попадающие в зону хаоса, испытывают нерегулярные колебания эксцентриситета, амплитуда которых может достигать 0,4, на характерных временах от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч лет (рис. 3.10).