Борис Шустов - Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра
5.4.1. Моделирование процесса распада комет как источника возникновения метеороидных комплексов. Появление вычислительной техники во второй половине XX в. позволило осуществить расчеты по прогнозированию движения небесных тел как в ретроспективе, так и на довольно длительную перспективу. Несмотря на трудности такого рода работ, связанные с неточностью наших представлений о положении планет в Солнечной системе, были получены крайне важные и весьма интересные результаты. Особая роль в этих исследованиях принадлежит Е. И. Казимирчак-Полонской. Дальнейшее развитие вычислительной техники, появление высокоскоростных компьютеров позволило одновременно с классическими методами небесной механики начать разработку нового направления исследований — стохастической небесной механики.
Случайность — это неотъемлемая часть большинства происходящих в природе явлений, и стохастический подход к решению поставленных задач вполне правомерен.
Поскольку малые тела Солнечной системы в процессе эволюции проявляют сложное поведение, которое трудно описать и объяснить в рамках классической небесно-механической теории движения, то имеет смысл перейти к вероятностным формам описания процесса эжекции вещества из родительского тела в любой точке космического пространства и исследовать модели возникающих при этом новых классов малых тел.
Процессы выброса вещества являются стохастическими процессами, когда априори неизвестны начальные условия выброса. Следствием такого выброса может быть образование метеороидного роя или ассоциации. Одним из критериев установления генетической связи метеороидного образования с предполагаемым родительским телом является сходство орбит. Теоретические исследования в сочетании с компьютерным моделированием и привлечением значительного объема наблюдательных данных позволяют получить не только качественные, но и количественные характеристики при рассмотрении конкретных небесных объектов.
Применительно к описываемой проблеме в этом направлении выделяются три раздела:
1) выявление структур новых образований на основе наиболее вероятных механизмов дезинтеграции родительских тел;
2) определение возможности возникновения и существования новых классов малых тел в космическом пространстве;
3) эволюционное движение в межпланетном пространстве малых тел, новых образований и остатков начальных объектов под действием факторов гравитационного и негравитационного характера.
Первые работы по моделированию выброса вещества из ядра кометы и образованию метеороидного роя были выполнены в нашей стране в 60-х гг. XX в. Первые результаты по моделированию четырех наиболее известных в то время роев — Дракониды (комета Джакобини — Циннера), Леониды (1866 I), Персеиды (1862 III) и Тауриды (комета Энке) — показали перспективность разрабатываемого метода исследования [Катасев, Куликова, 1975; Katasev and Kulikova, 1970]. В дальнейшем аналогичные исследования были осуществлены для метеороидных роев, связь которых с определенными кометами не являлась общепризнанной. Это метеороидные рои Лириды, Урсиды, Андромедиды, Ориониды и η-Аквариды, α-Каприкорниды. В качестве комет-родоначальниц принимались кометы 1861 I, 1939 X, 1852 III (Биэлы), 1910 II (Галлея), 1954 III соответственно. На этом этапе моделирование процесса выброса вещества из ядра кометы-родоначальницы осуществлялось в самой неспокойной точке орбиты кометы — перигелии. Развитие этого метода заключалось в разработке и применении вероятностно-статистического алгоритма, моделирующего процесс выброса метеорного вещества из ядра кометы-родоначальницы в любой точке кометной орбиты. Применение методов Монте-Карло в данном случае позволило более детально исследовать вопрос о возможности образования метеороидных роев, ибо постепенное снятие ограничений при постановке задачи приближает к реальному процесс, изучаемый с помощью математических методов. В ходе исследования был выявлен характер изменений отклонений орбитальных элементов модельных частиц, выброшенных с различными скоростями, от элементов орбиты соответствующей кометы-родоначальницы при удалении точки выброса от перигелия; выявлена зависимость изменения величины этих отклонений как функции скорости выброса; определены границы интервалов скоростей выброса, ответственных за образование каждого исследуемого роя. Получены некоторые тенденции формирования метеорных роев как следствия процессов выброса, проявляющиеся при удалении точки выброса от перигелия кометной орбиты, а также специфические особенности формирования каждого из вышеназванных роев. Оказалось, что если метеороидный рой есть результат серии выбросовых процессов, возникающих при приближении кометы к Солнцу, то в нем может быть выявлена продольная лучевая структура.
К настоящему моменту разработана компьютерная технология для исследования возможности образования и дальнейшей эволюции метеороидных комплексов на значительных временны́х интервалах. Эта технология модульная. Одним из ее достоинств является принцип открытости и наращиваемости — фундаментальный принцип проектирования современных операционных систем. Это позволяет наращивать функции технологии и при необходимости легко заменять или расширять список применяемых алгоритмов. В последние годы опубликовано довольно много сведений о целом ряде малых небесных тел, наблюдавшихся в течение длительных промежутков времени, что позволяет проводить вероятностное моделирование на основе более или менее достоверных начальных данных. Так, диапазон наблюдений кометы Галлея (1910 II) охватывает 26 появлений с 1404 г. до н. э. по 1986 г. н. э., кометы Джакобини — Циннера — свыше 11 появлений, начиная с 1910 г., кометы Григга — Шьеллерупа — 18 появлений с 1907 г., комета Темпеля — Туттля II наблюдается с 1533 г., комета Понса — Виннеке — с 1819 г. и т. д. Такая ситуация позволяет использовать компьютерную технологию как один из способов изучения населенности ближнего и дальнего космоса фрагментами распада ядер родительских тел. На рис. 5.18 (см. вклейку) и 5.19 представлены некоторые результаты моделирования процесса дезинтеграции вышеперечисленных комет в определенные моменты их жизненного цикла и расположения в пространстве возникающих при этом метеороидных комплексов.
Рис. 5.19. Модели метеороидных комплексов в области между Землей и Марсом, образованных кометами Галлея, Джакобини — Циннера, Понса — Виннеке, Темпеля — Тут-тля и Григга — Шьеллерупа в процессе их дезинтеграции в период 1900–2000 гг. [Куликова и др., 2008]
В сочетании с данными наблюдений метеорных потоков может быть получена вполне реальная картина заполнения определенного региона космического пространства мелкими и очень мелкими фрагментами распада более крупных небесных тел. Кроме того, результаты моделирования помогают выявить основные тенденции изменения орбитальных элементов выброшенных фрагментов и установить взаимосвязь рассматриваемых родительских комет с известными метеорными потоками.
Глава 6
Обнаружение и мониторинг опасных небесных тел
6.1. Существующие службы наблюдений АСЗ
Чтоб концы своих владений
Охранять от нападений,
Должен был он содержать
Многочисленную рать.
А. С. Пушкин. «Сказка о золотом петушке»В настоящее время в мире существует несколько специализированных служб, задачей которых является обнаружение малых тел Солнечной системы в окрестности Земли. В табл. 6.1 приводятся сведения о современных специализированных средствах (программах и инструментах) для обнаружения АСЗ. В конце таблицы приведены некоторые инструменты, эпизодически использующиеся для этих целей. На рис. 6.1 и 6.2 (см. вклейку) показана статистика работы основных действующих служб по открытию новых астероидов, сближающихся с Землей. При том, что интегральное число обнаруженных тел продолжает расти, из рис. 6.2 следует, что число вновь обнаруживаемых тел с размерами свыше 1 км уменьшается. Это говорит о постепенном «вычерпывании» всех таких объектов.
Остановимся, прежде всего, на описании инструментов и используемого оборудования обсерваторий, вносящих наибольший вклад в реализацию обзора «Космическая стража». В обзорной программе «Космическая стража» координируется несколько программ. Каждая программа выполняется на одном или нескольких инструментах обсерваторий, главным образом США и Австралии. Отметим, что приводимые ниже статистические данные по обнаружению астероидов размером более 1 км получены при условии, что абсолютная звездная величина километрового астероида равна 17,75m, а не 18,00m, как это принималось еще пару лет тому назад. Это изменение явилось следствием переоценки среднего значения альбедо АСЗ. Понятно, что количество астероидов размером более 1 км при этом уменьшилось.
