Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

Несмотря на относительно низкую точность данных, показанных на рис. 9.2, Нойкум [Neukum, 1983; Neukum et al., 2001] предложил часто используемое аналитическое выражение для изменения параметра N(> 1 км) от времени накопления кратеров T (в данном случае N измеряется как число кратеров диаметром более 1 км на площади 1 км², а время — в млрд лет):

N(> 1 км) = 5,44 10^{– 14}[exp(6,93T) — 1] + 8,38 10^{– 4} Т. (9.5)

Сплошные кривые на рис. 9.2 построены именно по этому уравнению.

Проверка общей картины для последних 100 млн лет может быть проведена по данным о малых (D < 100 м) кратерах Луны. Сравнивая их с современным потоком метеороидов на границе земной атмосферы [Brown et al., 2002; Halliday et al., 1996], можно проверить постоянство потока малых тел метровых размеров [Ivanov, 2006]. На рис. 9.3 показаны данные измерения распределения по размерам на наиболее молодых датированных участках лунной поверхности. Эти данные показывают, что немногочисленные точки измерений позволяют предположить (пока не доказано обратное), что поток кратерообразующих тел был примерно постоянен в последние 100 млн лет. Более того, этот поток примерно соответствует современному потоку болидов, фиксируемых в земной атмосфере [Ivanov, 2006].

Примерное постоянство потока малых тел на Землю и Луну при времени усреднения 0,1–1 млрд лет не означает, конечно, что не существует кратковременных (<< 100 млн лет) вариаций потока.

^{Рис. 9.3. а) Кумулятивные зависимости N(> D) для малых (D < 100 м) кратеров, наложенных на покровы выбросов 4 лунных кратеров, возраст которых был определен по длительности экспозиции в потоке космических лучей (cosmic ray exposure = CRE) для возвращенных на Землю образцов: 1 — кратер Южный Лучевой; 2 — кратер Конус; 3 — кратер Северный Лучевой [Moore et al., 1980]; 4 — кратер Тихо [Koenig et al., 1977]. Для сравнения показаны данные для лунных морей, иллюстрирующие в данном случае положение кривой насыщения 5. Пунктирная линия показывает средний уровень N(D) для насыщенной кратерами поверхности N(> D) = 0,047D-1,83 [Hartmann, 1984], хорошо соответствующий самым маленьким из измеренных кратеров на площадке у кратера Конус. б) Cравнение возраста площадок измерений по хронологии Нойкума [Neukum et al., 2001] для кратеров с D > 10 м и зависимости N(> D) ~ D-2,9 для меньших кратеров. Возраст космической экспозиции (CRE) определен в работах [Arvidson et al., 1975; Drozd et al., 1974]}

В потоке микроскопических метеоров, например, известны спорадическая и потоковые составляющие. В диапазоне размеров тел, представляющих интерес с точки зрения АКО, механизмом вариации потока может быть, например, разрушение астероида Главного пояса при условии близости его орбиты (в фазовом пространстве) к той или иной резонансной зоне. Резонансное влияние планет-гигантов на астероиды приводит к быстрому изменению их орбит, обновляя поток тел на орбитах, пересекающих орбиты планет. Начало огромному циклу работ по эволюции орбит астероидов на столкновительные орбиты положила, в частности, работа [Farinella et al., 1994]. К настоящему времени показаны возможности эффективного пополнения популяции малых тел на столкновительных орбитах [Gladman et al., 2000]. В то же время эти исследования показали, что малые тела удерживаются на околоземных орбитах всего 3–30 млн лет [Gladman et al., 1997]. Этот масштаб времени и задает примерный интервал усреднения, при котором можно говорить о постоянстве бомбардирующего потока.

В недавней работе [Bottke et al., 2007b] показано, что всплеск частоты падений 60–100 млн лет назад мог быть вызван разрушением в Главном поясе астероида, фрагменты которого в настоящее время образуют семейство Баптистины. В этом случае и кратер Чиксулуб на Земле (возраст 65 млн лет), и уже упоминавшийся кратер Тихо на Луне (возраст 100 млн лет) образовались в период повышения потока бомбардирующих тел из новообразованного семейства. Однако увеличение диапазона усреднения до, например, 500 млн лет нивелирует такой всплеск, который не может длиться более 150–200 млн лет [Bottke et al., 2007b].

Статистика лунных кратеров в применении к Земле. На Земле к настоящему времени известно около 180 кратеров, примерно для 160 из которых уверенно доказано происхождение в результате высокоскоростного удара. На первый взгляд кажется, что при известном времени образования данные для 160 структур представляют собой хорошую базу данных для оценки частоты столкновений крупных космических тел с Землей. Однако важные обстоятельства затрудняют простую интерпретацию имеющихся данных. Во-первых, далеко не для всех кратеров известно точное время образования — если не найден ударный расплав, для которого возможно определение изотопного возраста кристаллизации, то в распоряжении геологов остаются только приблизительные стратиграфические методы. Во-вторых, эндогенная активность Земли велика по сравнению с Луной, и кратеры диаметром менее 20–30 км уже не дают полной записи ударных событий. В-третьих, две трети поверхности Земли покрыты океанами, существующими за счет субдукции плит. Обновление дна океана происходит так быстро, что его возраст составляет в среднем ~ 50 млн лет и лишь малая его площадь достигает возраста 120 млн лет. Поэтому кратеры больших размеров на дне океана разрушаются тектоникой плит. Малые кратеры образуются в малом количестве за счет защитного слоя океанской воды.

Для сравнения, геологический возраст наиболее стабильных участков континентальной коры достигает 2 млрд лет. Там и находится основное количество известных метеоритных кратеров. Возраст наиболее крупных из них (диаметр до эрозии ~ 200 км [Иванов, 2005b]) близок к 2 млрд лет.

По этим причинам информация о частоте столкновений космических тел с Землей может быть извлечена из данных о земных кратерах только путем совместного использования с данными по лунным кратерам. Для пересчета частоты образования кратеров на Луне к условиям Земли необходимо знать распределение тел по скоростям сближения (от этого зависит эффективность гравитационной фокусировки) и законы подобия при образовании ударных кратеров (чтобы учесть разницу в силе тяжести на поверхности Луны и Земли). Методика такого пересчета от Луны к Земле (а также к другим планетам) была подробно изложена [Hartmann, 1977; Ivanov, 2001; Neukum and Ivanov, 1994]. Приведем здесь главные результаты.

Скорость сближения малых тел с Землей определяется заселенностью различных орбит. Ее статистика может быть получена с помощью моделирования телескопических наблюдений малых тел [Bottke et al., 2002b; Stuart and Binzel, 2004] или с помощью таблиц оскулирующих элементов орбит известных околоземных астероидов [Ivanov, 2001; Ivanov and Hartmann, 2007]. Отличаясь в деталях, оба метода дают схожие результаты.

Для наблюдаемой сейчас совокупности астероидов размером более 1 км, пересекающих орбиту Земли, среднее количество столкновений составляет примерно 3,5 ± 0,5 за 1 млрд лет. Это означает, что если число тел заданного размера составляет 1000 (что близко к оценке числа астероидов с абсолютной звездной величиной H < 18 [Stuart and Binzel, 2004]), то в среднем интервал между столкновениями составляет около 3,5 млн лет, что сравнимо с временем жизни тел на околоземных орбитах [Gladman et al., 2000]. Значит, лишь единицы из известной сегодня тысячи тел реально столкнутся с Землей, а большинство будет выброшено за орбиту Юпитера или упадет на Солнце. Новые тела из пояса астероидов придут им на смену.

Расчет вероятности столкновений автоматически приводит к оценке вероятной скорости удара. На рис. 9.4 показаны распределения по скоростям астероидов, сталкивающихся с Землей и Луной. Модель Боттке [Bottke et al., 2002] дает несколько большие значения средних скоростей удара за счет ненаблюдаемых тел на орбитах с высоким наклонением. Тем не менее, все модели сходятся в том, что средние скорости удара на Земле и Луне близки и составляют 18–20 км/с.

Эти же оценки вероятности столкновений приводят к вычислению отношения числа ударов по Земле и Луне тел одного размера на единицу площади поверхности. Это отношение (иногда называемое болидным отношением, R_b) составляет 1,6–1,8. Как видно, в дополнение к 13-кратному отношению площадей поверхности (6370/1738)² Земля притягивает примерно в 1,7 раза больше тел. В сумме получается, что на один удар по Луне приходится около 20 ударов по Земле (для тел одного и того же размера). Но размеры кратеров, образуемых на Луне, будут несколько больше, чем на Земле, из-за меньшей силы тяжести.

Для представления основных закономерностей подобия при образовании ударных кратеров можно представить простую зависимость отношения диаметра кратера к диаметру ударника для лунных условий при средней скорости удара 20 км/с (рис. 9.5).

^{Рис. 9.4. Частота скоростей ударов наблюдаемых малых тел по Луне и Земле. По вертикальной оси отложены доли ударов в указанных на горизонтальной оси интервалах скоростей шириной 1 км/с (полное число ударов равно 1)}

С точки зрения свойств материала мишени различаются два основных случая — пористая мишень (типа сухого песка или лунного реголита) и мишень из сплошной (малопористой) горной породы. Для пористой породы при диаметре кратера 300 м ударник должен быть в 30 раз меньше диаметра кратера — примерно 10 м. При падении на поверхность малопористых пород относительный размер кратера будет больше (из-за отсутствия потерь на нагрев динамически сжимаемой пористой среды) — примерно в 4/3 раза. Но зато малопористые породы имеют большую прочность, что приводит к пересечению кривых для малопористых и пористых пород в диапазоне диаметров кратеров около 1 м. При диаметре кратеров 100 м и более размеры кратера ограничиваются не столько прочностью пород, сколько затратами энергии на подъем выбрасываемых пород в поле тяжести. Такие кратеры называются «гравитационными». При диаметре кратера порядка 100 км для его образования требуется ударник всего в 10 раз меньший диаметра кратера. При этом возникает дополнительное новое явление — гравитационный коллапс кратеров, приводящий к образованию центральных одиночных и кольцевых горок, причем происходит уширение кратера за счет оползания его бортов.