Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

По каждому из основных метеорных потоков имеется богатая наблюдательная информация, полученная из визуальных, фотографических, телевизионных и радиолокационных наблюдений. Имеющаяся информация о массах метеорных тел позволяет построить функцию распределения таких тел по массам. Функция распределения по массам тел в метеорных потоках представляет собой обратный степенной закон или, по-другому, распределение Парето. Проведенный анализ показал, что наибольшая вероятность обнаружить крупные тела (размером свыше 10 м) существует для следующих метеорных потоков: Daytime Arietids (дневные Ариетиды), Capricornids (Каприкорниды), Perseids (Персеиды), kappa Cygnids (каппа-Цигниды), Taurids (Тауриды, или, точнее, осенние Тауриды), Geminids (Геминиды). Дневные Ариетиды наблюдаются радиометодами в дневное время суток. Исходя из этого анализа, первые наблюдения были проведены в метеорных потоках Персеиды и Геминиды. В последующие годы были исследованы остальные указанные метеорные потоки.

Все эти потоки действуют на протяжении нескольких суток, а характерное время встречи с телом массой в 1 т составляет порядка 100 сут. За период активности всех перечисленных выше потоков мы можем и не наблюдать болида, порожденного телом массой свыше 1 т. В среднем можно оценить, что за год могут наблюдаться несколько болидов, порожденных телами массой более 1 т. Необходимо подчеркнуть, что эти оценки сделаны на основе распределения по массам в области масс, гораздо меньших 1 т, так что если этот закон распределения по массам не выполняется в области больших масс, то приведенные оценки, полученные экстраполяцией, не будут соответствовать действительности. На рис. 5.15 приведены функции распределения метеорных тел по массам для выделенных потоков.

Среди метеорных потоков наиболее изучен, по-видимому, так называемый комплекс Тауриды, который содержит тела всех размеров: субмиллиметровую пыль, объекты, наблюдающиеся как радарные, визуальные и фотографические метеоры, метеориты с индивидуальными массами до 10⁵ г [Babadzhanov et al., 2008], болиды (с массами до 10⁹ г). Некоторые исследования говорят в пользу того, что не только Тунгусский метеорит (массой порядка 10¹¹ г), но и целый ряд астероидов (возможно, «погасших» комет) с массами, достигающими 10¹⁷ г, также принадлежат этому комплексу, хотя при этом возникает много вопросов о генетической связи астероидов и комет в этом комплексе.

В окрестности Земли время от времени появляются довольно крупные тела. Тела таких же размеров (порядка метров и декаметров), но принадлежащие метеорным потокам или потокообразующим комплексам, не удавалось систематически наблюдать оптическими методами. Это объясняется многими причинами, главные из которых — крайне малый блеск (17–19^m) и огромные скорости движения относительно Земли (20–70 км/с).

С другой стороны, многолетние наблюдения метеорных и болидных потоков показывают, что в среднем около 28 % небольших метеоров принадлежат потокам, почти две трети всех радиометеоров можно отнести к малым метеорным потокам. Число более крупных тел, наблюдаемых как визуальные и фотографические метеоры и принадлежащих потокам, достигает 47–56 %, а для болидов это число оценивается в 68 %. Значит, можно предположить, что концентрация больших тел с размерами порядка метров и декаметров в потоках также довольно значительна.

_{Рис. 5.15. Распределение тел по массам в метеорных потоках [Барабанов, Смирнов, 2003]; N — количество тел массой m, пролетающих за 1 с через площадку 1 м²}

^{Рис. 5.16. Снимок на ПЗС-камере пролета декаметрового объекта в метеорном потоке Каприкорниды (Симеизская обсерватория, 2008 г.)}

Поэтому естественно начинать регулярный поиск малых тел на подлете к Земле в направлениях на радианты известных метеорных потоков в периоды их максимальной активности. Впервые эта идея была высказана в 1994 г. [Багров и др., 1994].

Метеороид, движущийся в метеорном потоке, вблизи радианта имеет малую видимую угловую скорость относительно звезд, поскольку двигается практически прямо на наблюдателя. Поэтому для наблюдений вблизи радианта метеорного потока необходимо реализовать максимальную проницающую способность используемой аппаратуры.

Первоначально было предложено использовать для определения эфемерид данные о радиантах метеорных потоков, т. е. экваториальные координаты в дату максимума и движение радианта — изменение экваториальных координат радианта в градусах в сутки. Более тщательное дальнейшее рассмотрение вопроса показало, что тела разных размеров в метеорных потоках в общем случае имеют немного различающиеся орбиты, т. е. внутри потока могут существовать ветви крупных тел, эфемериды которых будут отличаться от эфемериды метеорного потока. В зависимости от структуры метеорного потока используются различные методы вычисления эфемериды для наблюдений.

В ИНАСАН с 1995 г. по май 2008 г. были выполнены наблюдения девяти метеорных потоков. Обнаружено в общей сложности 40 объектов. В табл. 5.3 приведена статистика наблюдений крупных тел вблизи радиантов метеорных потоков в 1995–2008 гг. В первом столбце указано наименование метеорного (болидного) потока, во втором — количество обнаруженных метровых и декаметровых тел за все время наблюдения [Smirnov and Barabanov, 1997; Барабанов, Смирнов, 2005; Барабанов, 1998]. На рис. 5.16 приведен пример обнаружения крупного объекта в метеорном потоке; снимок получен на 1-метровом телескопе Симеизской обсерватории.

Таблица 5.3. Результаты наблюдений крупных тел в метеорных потоках

5.3.3. Структурные характеристики метеорных потоков. Обычно считается, что для крупных метеороидных тел, порождающих фотографические и визуальные метеоры, основными силами, формирующими структуру роя, являются силы гравитационного притяжения со стороны планет. При этом определяющее значение принадлежит неоднократным тесным сближениям метеороидных тел с большими планетами. В то же время при анализе имеющихся фотографических и радиолокационных данных для разреженных метеороидных роев и ассоциаций, а также для спорадической составляющей метеороидного комплекса не удается выявить значимого влияния возмущений со стороны Юпитера на дисперсию больших полуосей метеороидных орбит. Влияние вековых планетных возмущений на эволюцию орбит метеорных тел в роях сказывается лишь на значительных временных интервалах и, в основном, на долготу узла. С качественной точки зрения этим влияниям будут подвержены преимущественно крупные метеорные частицы, у которых > 10^{– 3} г/см², где и — радиус и плотность метеорной частицы соответственно.

По фотографическим данным методами дисперсионного анализа была выявлена зависимость дисперсии орбит частиц в метеороидных роях от перигелийного расстояния: с уменьшением перигелийного расстояния рассеяние орбит в роях увеличивается. Этот вывод оказался менее убедительным для радиолокационных данных, что может быть обусловлено сравнительно большими случайными погрешностями метода.

Исследования дисперсии элементов фотографических орбит Персеид, метеоров больших метеорных потоков (Геминид, Северных и Южных Таурид) методами корреляционного анализа показали, что реальная дисперсия орбитальных элементов в роях может быть очень большой. Потоки Тауриды имеют почти в 15 раз больший разброс в значениях q, , , в 6 раз — в значениях эксцентриситета, в 5 раз — в значениях большой полуоси по сравнению с потоком Геминиды. Поток Персеиды имеет разброс в элементах q, , i в 2–3 раза больший, нежели у Геминид, а для элементов e, — в 5 раз.

Дисперсия перигелийного расстояния орбит метеорных тел потока Тауриды почти в 6 раз больше, нежели для потока Персеиды. Дисперсии эксцентриситета и наклона в этих потоках почти равны. Эти результаты, полученные для больших метеорных потоков, не согласуются с вышеупомянутым предположением о наличии зависимости дисперсии орбитальных элементов от перигелийного расстояния, ибо для Персеид q = 0,953, для Таурид в среднем q = 0,350, для Геминид q = 0,141. Предполагается, что разброс всех орбитальных элементов увеличивается в процессе эволюции с увеличением возраста потока. Кроме того, отмечается, что поскольку наблюдаемая дисперсия элементов орбит потоков Тауриды, Персеиды и Геминиды превышает ошибки измерений, то точность каталогов орбит метеоров при интерпретации данных не имеет решающего значения.

Другой причиной, определяющей собственный разброс орбит частиц в рое, может служить первичный выброс. Разброс орбит под действием сил, ответственных за единовременный выброс, может быть весьма существенным. Причинами первичного выброса весьма убедительно объясняются наблюдаемые аномалии в распределении метеоров в потоке Квадрантиды, а также наличие вторичного максимума этого потока, наблюдавшегося в 1971–1974 гг. В основном наблюдения показывают очень сложную и разнообразную структуру потоков. В качестве наиболее распространенных и общих структурных характеристик могут быть выделены: а) вариации плотности потока частиц вдоль орбиты;