Борис Шустов - Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра
Альтернативными моделями являются модель каменистого монолита, разработанная Б. Ю. Левиным, и модель кометного ядра в виде облака частиц, которую в разное время и в различных модификациях отстаивали Дубяго [Дубяго, 1942], Воронцов-Вельяминов [Воронцов-Вельяминов, 1945], Рихтер [Richter, 1963] и Литтлтон [Lyttleton, 1977]. Интересна модель Литтлтона, которая дает механизм образования таких роев. Согласно его исследованиям, местом образования подобных роев может быть область антиапекса, где в результате гравитационного действия Солнца должна наблюдаться повышенная концентрация межзвездного вещества. Солнце, двигаясь сквозь межзвездное газопылевое облако, действует подобно гигантской линзе, фокусируя частицы в антиапексной области. Частицы огибают Солнце по гиперболам, пересекающимся в области антиапекса. Столкнувшись в этой области, они частично гасят свои скорости, и если полная скорость будет меньше параболической, то столкнувшаяся материя оказывается захваченной Солнцем.
Однако надо отметить, что и модель каменистого монолита, и модель кометного ядра в виде облака частиц наталкиваются на определенные трудности.
Приведем основные доводы в пользу ледяной модели:
1) негравитационные эффекты в движении комет лучше объясняются ледяной моделью;
2) газопроизводительность ядра должна обеспечивать поток вещества на уровне 1028–1030 молекул в секунду со всей поверхности при гелиоцентрическом расстоянии 1 а.е. и должна оставаться примерно постоянной на интервале нескольких десятков оборотов кометы вокруг Солнца;
3) наблюдения комет, «царапающих Солнце» (имеющих очень небольшое перигелийное расстояние), до и после перигелия дают нижнюю границу размера ядра в несколько метров;
4) приливные силы и световое давление резко ограничивают время существования плотного роя частиц на кометных орбитах.
Итак, общепринятой моделью ядра кометы в настоящее время является ледяная модель. При приближении ядра кометы к Солнцу ледяное ядро нагревается и начинается испарение газов. Процесс сублимации вещества играет большую роль в определении как физических, так и динамических характеристик ядра. В результате сублимации вещества, как уже отмечалось, возникает достаточно плотная газовая и пылевая атмосфера (кома) кометы. Наличие у комет газовой оболочки позволяет изучать химический состав ядер комет спектроскопическим способом. Уже первые спектроскопические наблюдения показали, что спектры комет состоят из непрерывного фона и эмиссионных молекулярных полос. Непрерывный спектр наблюдается, главным образом, в центральной части головы кометы и в пылевых хвостах. Непрерывный спектр обусловлен рассеянием солнечного света частицами пыли на поверхности ядра и в кометной атмосфере.
По эмиссионным молекулярным полосам в спектре головы кометы различными наблюдателями были отождествлены C2, CH, CN, NH, NH2 и OH+, в хвосте — CO+, CO+2, N+2. Отмечены многочисленные случаи отождествления молекулярных полос с NO, O2, O+2 и др. Кроме того, предполагается наличие в голове кометы большого количества атомарного водорода. Все молекулы кометных атмосфер, как правило, принадлежат к свободным радикалам и появляются в результате диссоциации и ионизации некоторых первичных, или «материнских», молекул. Всесторонний анализ спектральных данных, выполненный Фаулером, Бальде, Аделем, Свингсом, Арпиньи и многими другими, постепенно сформировал список родительских молекул:
H2O, CO2, CH4, NH3, C2H2.
В дальнейшем этот список постоянно дополнялся. Так, в качестве источников амина и имина Дельземме предлагает гидроксиламин NH2OH, формамид HCONH2, глицин NH2CH2COOH. В спектрах комет Остина, Леви и Свифта — Туттля обнаружены такие углеродсодержащие вещества, как метанол CH3OH и формальдегид CH2O.
В моменты сближений комет с Солнцем в спектрах комет отождествлены некоторые металлы: железо Fe, хром Cr, марганец Mn, никель Ni, кобальт Co и ряд других. В работе Дельземме [Delsemme and Miller, 1971] указан примерный процентный химический состав ядра кометы, который воспроизведен в табл. 4.2.
Таблица 4.2. Химический состав ядра кометы
Как видно из табл. 4.2, кометы состоят из четырех основных элементов: водорода, углерода, азота и кислорода. Для некоторых из них сюда можно добавить серу, обнаруженную в форме молекул S2 в кометах ИРАС — Араки — Олкока, Черниса и Галлея, и в форме сульфида водорода H2S в кометах Остина и Леви.
В 1995 г. была открыта комета Хейла — Боппа. Ее особенностью было достаточно большое, более 40 км в диаметре, ядро. Это обусловило большую газопроизводительность и возможность наблюдения кометы в радиоспектре. Во время наблюдений кометы в радиоспектре были обнаружены 8 новых молекул, ранее не наблюдавшихся в кометах: SO, SO2, H2CS, HC3N, HNCO, NCONH2 [Чурюмов, 2009].
В зависимости от химического состава сублимирующего вещества устанавливаются равновесная температура на поверхности ядра и величина потока сублиманта. В табл. 4.3 приведены газопроизводительность кометы для различных веществ, определяющих процесс сублимации.
Таблица 4.3. Интенсивность сублимации для различных веществ
Примечание. Z0 — число молекул сублимирующего вещества с единичной площадки, находящейся в подсолнечной точке (местное зенитное расстояние Солнца равно 0°), в единицу времени, T0 — равновесная температура для невращающегося ядра, T1 — средняя эффективная температура для вращающегося ядра, r0 — расстояние, на котором процесс сублимации для данного вещества прекращается.
По данным, полученным с борта «Джотто», были определены примерный процентный состав газовой компоненты комы кометы Галлея: 80 % — водяной пар H2O; 10–12 % — окись углерода CO; 2 % — метан CH4; 1,5 % — углекислый газ CO2; 1–2 % — аммиак NH3; 1–2 % — формальдегид CH2O, а также общая газопроизводительность кометы — 18 т/с, и пылепроизводительность — 20 т/с.
Важной физической характеристикой ядра кометы является его масса. Обычно средняя масса комет оценивается как 4 1013 кг [Levison et al., 2002]. Но, во-первых, имеется большой разброс в размерах индивидуальных комет. Так, в обзорной работе по современным определениям размеров кометных ядер [Lamy et al., 2005] найдены оценки эффективных радиусов ядер — от 0,2 км до 37 км. Основная проблема заключается в том, что практически отсутствуют прямые определения масс комет. Большинство оценок масс сделано на основе рассмотрения негравитационных ускорений в моделях с большим числом неопределенных параметров. Прямые же измерения масс во время четырех космических миссий были невозможны из-за очень малого влияния кометного притяжения на траектории космических аппаратов [Weissman and Lowry, 2008]. Последние оценки, полученные для кометы Темпеля 1 на основе рассмотрения скорости выброса вещества во время эксперимента Deep Impact, дали массу 4,5 1013 кг для объекта с эффективным радиусом 3,0 км [A’Hearn, 2008].
Из-за отсутствия прямых определений массы кометы Галлея и существования некоторой неопределенности в оценке плотности ядра кометы — от 0,2 до 1 г/см3 — масса этой кометы оценивается в пределах 0,6 1014–4,2 1014 кг.
Вещество ядра кометы очень пористое (средняя плотность составляет около 0,5 г/см3), его можно сравнить с огромным снежным комом. При приближении кометы к Солнцу под действием солнечной радиации происходит сублимация летучей составляющей ядра, а на его поверхности образуется корка из нелетучего вещества. Иногда под давлением испаряющихся газов часть корки может быть сброшена, что приводит к вспышкам блеска или даже фрагментации кометного ядра. Ядро кометы может полностью распасться с образованием нескольких крупных фрагментов и большого количества более мелких обломков, что, например, произошло с кометой Веста (C/West) при ее приближении к Солнцу в 1976 г. (рис. 4.7).
Рис. 4.7. Фрагменты кометы Веста [Колдер, 1984]
На рис. 4.8 показаны 3 фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3 (73P/Schwassmann — Wachmann), разрушение которой на пять больших фрагментов (A, B, C, D, E) произошло в 1995 г.
Рис. 4.8. Три фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3. Изображение получено на Европейской южной обсерватории в Чили 31 января 1996 г. (http://www.eso.org/public/images/eso9608a/)
При появлении в 2006 г. произошло дальнейшее разрушение крупных фрагментов кометы Швассмана — Вахмана 3. На рис. 4.9 приводятся изображения фрагмента B (слева) и фрагмента G (справа), полученные космическим телескопом Хаббла 18 апреля 2006 г.
Чем больше прохождений вблизи Солнца совершила комета, тем большую часть поверхности может занимать корка, препятствующая дальнейшей сублимации. В конце концов, комета становится «потухшей» и для наблюдателя выглядит так же, как астероид. Такие «потухшие» кометные ядра, как это уже отмечалось, вполне могут быть частью популяции АСЗ.
